Vientu solar

Observaciones del Ulysses de velocidá de vientu solar en función de la llatitú d'heliu mientres un mínimu solar. El vientu suave (~400 km/s) se confina a les rexones ecuatoriales, mientres el vientu fuerte (~750 km/s) vese sobre los polos.^[1] Los colores bermeyu/azul amuesen les polaridaes interior/esterior del campu magnéticu heliosféricu.

El plasma del vientu solar al llegar a la heliopausa.^[2]

La corona solar, esto ye, l'atmósfera del Sol, nun ye estática, muévese abandonando la estrella. La corona solar ye un gas dafechu ionizado, esto ye, un plasma. Esti movimientu de la corona ye'l llamáu vientu solar.^[3] Esti fenómenu tamién se presenta n'otres estrelles llamándose entós "vientu estelar". Esti vientu consiste principalmente d'electrones y protones, pero tien tamién traces de nucleos d'heliu y otros elementos, con enerxíes polo xeneral ente 10 y 100 keV. El fluxu de partícules varia na temperatura y la velocidá col tiempu. Estes partícules pueden escapar de la gravedá del Sol por cuenta de la so alta enerxía cinética y l'alta temperatura de la corona.^[4]

El vientu solar crea la heliosfera, una burbuya enorme nel mediu interestelar qu'arrodia'l sistema solar. Otros fenómenos son les nubes xeomagnétiques que pueden destruyir redes d'enerxía na Tierra, les aurores (lluces del norte y del sur), y el plasma de les coles de los cometes que siempres apunten lloñe del sol.

La esistencia d'un fluxu continuo de partícules que flúin escontra l'esterior del Sol foi suxerida nel sieglu XIX pol astrónomu británicu Richard C. Carrington cien años antes del descubrimientu del vientu solar. En 1859 Carrington y Richard Hodgson repararon de forma independiente per primer vegada lo que más tarde se conocería como fogaral solar.^[5] Un fogaral solar ye un españíu repentín d'enerxía de l'atmósfera solar. A otru día reparóse una nube xeomagnética y Carrington abarruntó qu'esistía una conexón ente dambes (el fogaral solar y la nube electromagnética). George Fitzgerald suxirió más tarde que la materia que s'espulsa de forma acelerada dende'l sol llega a la Tierra dellos díes más tarde.^[6]

En 1910, el astrofísicu británicu Arthur Eddington esencialmente suxirió la esistencia del vientu solar, ensin nomalo asina, nuna nota sobre un artículu en Comet Morehouse.^[7] La idea nunca quedó configurada por completu, anque Eddington tamién fixera una suxerencia similar nuna direición de la Royal Institution l'añu anterior. Nesti últimu casu, postuló que'l material espulsáu consistía n'electrones, ente que nel so estudiu del cometa Morehouse suponía que seríen iones.^[7]

El verdaderu descubridor del vientu solar foi Eugene Parker qu'en 1958 publicó la so teoría de que la corona solar mover nun fluxu supersónico dende'l Sol al cual llamo Vientu Solar.^[8] Esta publicación causó un discutiniu ente los que pensaben que Parker tenía razón y los que pensaben que taba equivocáu. Riquiéronse cuatro misiones espaciales ruses y siete estauxunidenses pa resolver el discutiniu. La prueba definitiva llograr en 1962 colos datos de la sonda Mariner 2 en ruta escontra Venus.^[9]

En 1990 llanzóse la sonda Ulysses pa estudiar el vientu solar dende altes llatitúes solares. Toles observaciones anteriores realizárense n'o cerca del planu de la eclíptica del sistema solar.^[10][11]

Composición

La composición elemental del vientu solar nel sistema solar ye idéntica a la de la corona solar: un 73 % d'hidróxenu y un 25 % d'heliu, con dalgunes traces d'impureces. Les partícules atópense dafechu ionizadas, formando un plasma bien pocu mestu. Nes cercaníes de la Tierra, la velocidá del vientu solar varia ente 200 y 889 km/s, siendo'l permediu d'unos 450 km/s. El Sol pierde aproximao 800 kg de materia per segundu en forma de vientu solar.^{[12][13][14][15]}

Yá que el vientu solar ye plasma, estiende consigo'l campu magnéticu solar. A una distancia de 160 millones de km, la rotación solar barre al vientu solar en forma d'espiral, abasnando les sos llinies de campu magnéticu, pero más allá d'esa distancia'l vientu solar dirixir escontra l'esterior ensin mayor influencia direuta del Sol. Les esplosiones desusadamente enerxétiques de vientu solar causaes por manches solares y otros fenómenos atmosféricos del Sol denominar "nubes solares" y pueden someter a les sondes espaciales y los satélites a fuertes dosis de radiación. Les partícules de vientu solar que son atrapaes nel campu magnéticu terrestre amuesen enclín a arrexuntase nos petrines de Van Allen y pueden provocar les Aurores boreales y les Aurores australes cuando topeten cola atmósfera terrestre cerca de los polos xeográficos. Otros planetes que tienen campos magnéticos similares a los de la Tierra tamién tienen les sos propies aurores.

Causa y efeutu

El vientu solar forma una "burbuya" nel mediu interestelar (hidróxenu y heliu gaseosos nel espaciu intergaláctico). El puntu nel que la fuercia exercida pol vientu solar nun ye abondo importante como pa mover el mediu interestelar conozse como heliopausa y considérase que ye'l "cantu" más esterior del sistema solar. La distancia hasta la heliopausa nun ye conocida con precisión y probablemente depende de la velocidá del vientu solar y de la densidá llocal del mediu interestelar, pero sábese que ta muncho más allá de la órbita de Plutón.

Sobre la magnetosfera

Vista d'una aurora dende una llanzadera espacial.

Vientu solar en magnitosphere.

Cuando'l vientu solar averar a un planeta que tien un bien desenvueltu campu magnéticu (como la Tierra, Xúpiter y Saturno), les partícules son esviaes pola fuercia de Lorentz. Esta rexón, conocida como la magnetosfera, evita que les partícules cargaes espulsaes pol Sol impacten direutamente l'atmósfera y la superficie del planeta. La magnetosfera tien más o menos la forma d'un hemisferiu nel llau escontra'l Sol, y por consecuencia fórmase un llargu cercu nel llau opuestu, d'unos 300 000 km de llargu. La frontera d'esta rexón ye llamada la magnetopausa, y dalgunes de les partícules son capaces d'enfusar la magnetosfera al traviés d'esta rexón por reconexión parcial de les llinies del campu magnéticu.

La Tierra mesma ta protexida del vientu solar pel so campu magnéticu, qu'esvia la mayor parte de les partícules cargaes, y la mayoría d'eses partícules cargaes son atrapaes nel Cinturón de radiación de Van Allen. La única vegada que'l vientu solar ye observable na Tierra ye cuando ye lo suficientemente fuerte como pa producir fenómenos como les aurores y les nubes xeomagnétiques. Cuando esto asocede, apaecen brilloses aurores fuertemente ionizadas na ionosfera, usando'l plasma pa espandise na magnetosfera, y causando l'aumentu del tamañu de la xeosfera de plasma, y l'escape de la materia atmosférico nel vientu solar. Les nubes xeomagnétiques prodúcense cuando la presión del plasma conteníu dientro de la magnetosfera ye lo suficientemente grande pa enchese y polo tanto aburuyen el campu electromagnético, influyendo nes comunicaciones de radio y televisión.

El campu magnéticu del vientu solar ye responsable de la forma xeneral de la magnetosfera de la Tierra, y les fluctuaciones na so velocidá, densidá, direición, y arrastre afecten en gran midida'l mediu ambiente llocal nel espaciu de la Tierra. Por casu, los niveles de radiación ionizante y la interferencia de radiu pueden variar por factores de cientos a miles, y la forma y l'allugamientu de la magnetopausa y l'onda de choque na parte direuta al sol puede camudar delles vegaes el radiu de la Tierra, lo cual puede causar que los satélites geoestacionarios tengan una esposición al vientu solar direuta. Estos fenómenos son llamaos colectivamente meteoroloxía espacial.

Sobre l'atmósfera

El vientu solar afecta a los rayos cósmicos entrantes que interactúan cola atmósfera de los planetes. Per otra parte, los planetes con una magnetosfera débil o inesistente, tán suxetos al escosamientu de la so atmósfera pol vientu solar.

Venus, el planeta más cercanu y más similar a la Tierra nel nuesu sistema solar, tien una atmósfera 100 vegaes más trupa que la nuesa. Les sondes espaciales modernes afayaron una cola de cometa que s'estiende hasta la órbita de la Tierra.

Marte ye mayor que Mercuriu, y ta cuatro veces más lloñe del sol, y sicasí, equí piénsase que'l vientu solar esanició hasta un terciu del so atmósfera orixinal, dexando una capa igual a 1/100 de l'atmósfera de la Tierra. Créese que'l mecanismu d'esti escosamientu ye que l'atmósfera foi forzada dientro de les burbuyes del campu magnéticu, que fueron darréu arrincaes polos vientos solares.

Los petrines de Van Allen protexen la Tierra de los rayos cósmicos. Sicasí esiste una zona llamada Anomalía del Atlánticu Sur, que ye una depresión nel campu magnéticu. Nesta zona rexistra una mayor radiación que n'otros sectores. Y afecta solamente a satélites que pasen per esta zona.

Sobre les superficies planetaries

Mercuriu, el planeta más cercanu al Sol, recibe tola fuercia de los vientos solares, l'atmósfera que tien ye residual y transitoria, polo que la so superficie siempres ye impactada pola radiación.

El satélite de la Tierra, la Lluna, nun tien atmósfera nin campu magnéticu intrínsecu, y arriendes d'ello, la so superficie ye bombardiada con tola fuercia del vientu solar. Les misiones del Proyeutu Apollo y toles sos ferramientes fueron cubiertes con aluminiu esplegáu, y usáronse colectores pasivos nun intentu d'aportar a muestres de suelu llunar. Cuando la misión tornó y traxo les muestres de la superficie llunar, l'estudiu confirmó que'l regolito llunar ye ricu en nucleos de los átomos depositaos pol vientu solar. Especulóse qu'estos elementos pueden aportar a recursos útiles pal futuru de les colonies na Lluna.

Ver tamién

• Magnetopausa
• Magnetosfera
• Ionosfera
• Onda de choque
• Fotoevaporación

Referencies

1. «The three-dimensional cortil wind around solar maximum» (n'inglés). Geophysical Research Letters 30 (10):  páxs. 1517. 2003-05-15. doi:10.1029/2003GL017136. ISSN 1944-8007. Bibcode: 2003GeoRL..30.1517M. http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/2003GL017136/abstract. 
2. «NASA - Voyager 2 Proves Solar System Is Squashed».
3. Meyer-Vernet, N. (2007) Basics of the Solar Wind. Cambridge University Press.
4. «The Heliospheric Magnetic Field» (n'inglés). Living Reviews in Solar Physics 10 (1):  páxs. 5. 2013-11-28. doi:10.12942/lrsp-2013-5. ISSN 2367-3648. Bibcode: 2013LRSP...10....5O. https://link.springer.com/article/10.12942/lrsp-2013-5. 
5. Meyer-Vernet, Nicole. Cambridge University Press: Basics of the Solar Winds. ISBN 0-521-81420-0.
6. «The 1859 space weather event revisited: limits of estreme activity» (n'inglés). Journal of Space Weather and Space Climate 3. 2013-01-01. doi:10.1051/swsc/2013053. ISSN 2115-7251. Bibcode: 2013JSWSC...3A..31C. http://www.swsc-journal.org/10.1051/swsc/2013053. 
7. «Rethinking the History of Solar Wind Studies: Eddington's Analysis of Comet Morehouse». Notes and Records of the Royal Society 60:  páxs. 261–270. 2006. http://rsnr.royalsocietypublishing.org/content/60/3/261.abstract. 
8. Parker, Y.N. 1958, Dynamics of the interplanetary gas and magnetic fields. Ap. J. 128: 664.
9. Neugebauer, M. and C.W. Snyder. 1962, The Mission of Mariner II: preliminar observations. Science 138:1095.
10. «Voyager 2 finds solar system's shape is 'dented'» (11 December 2016).
11. CNN, Kate Tobin. «CNN.com - Spacecraft reaches edge of solar system - Nov. 5, 2003».
12. McGRAW-HILL ENCYCLOPEDIA OF Science & Technology, 8ª ed. (c) 1997, v. 16, p. 685
13. Carroll, Bradley W.. Benjamin Cummings: An Introduction to Modern Astrophysics. ISBN 0-201-54730-9.
14. Schrijver, Carolus J.. Cambridge University Press: Solar and stellar magnetic activity. ISBN 0-521-58286-5.
15. Meyer-Vernet, Nicole. Cambridge University Press: Basics of the Solar Wind. ISBN 0-521-81420-0.

Enllaces esternos

• Wikimedia Commons acueye conteníu multimedia sobre Vientu solar.
• espaciu/ Vientu Solar: Una nueva enerxía anovable del espaciu (enllaz rotu disponible n'Internet Archive; ver l'historial y la última versión).