Vientu solar

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Observaciones del Ulysses de velocidá de vientu solar en función de la llatitú d'heliu mientres un mínimu solar. El vientu leve (~400 km/s) se confina a les rexones ecuatoriales, mientres el vientu fuerte (~750 km/s) vese sobre los polos.[1] El colores coloráu/azul amuesen les polaridaes interior/esterior del riolo magnéticu heliosférico.
El afigura 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 afigura. 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 de electrones y protones, pero tien tamién traces de núcleos 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 geomagnéticas que pueden destruyir redes d'enerxía na Tierra, les aurores (lluces del norte y del sur), y el afigura de les coles de los cometes que siempres apunten llueñe del sol.

La esistencia d'un fluxu continuo de partícules que flúin escontra l'esterior del Sol foi suxurida 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 geomagnética y Carrington abarruntó qu'esistía una conexón ente dambes (el fogaral solar y la nube electromagnética). George Fitzgerald suxurió 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 astrofísico británicu Arthur Eddington esencialmente suxurió 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 dirección de la Royal Institution l'añu anterior. Nesti últimu casu, postuló que'l material espulsáu consistía n'electrones, ente que nel so estudiu de la 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[editar | editar la fonte]

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

Cuidao que el vientu solar ye afigura, estiende consigo'l campu magnético 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 magnético, pero más allá d'esa distancia'l vientu solar dirixir escontra l'esterior ensin mayor influencia directa del Sol. Les esplosiones desusadamente enerxétiques de vientu solar causaes por llurdios 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 magnético 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[editar | editar la fonte]

El vientu solar forma una "burbuya" nel mediu interestelar (hidróxenu y heliu gaseosos nel espaciu intergaláctico). El puntu nel que la fuerza 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 local del mediu interestelar, pero sábese que ta muncho más allá de la órbita de Plutón.

Sobre la magnetosfera[editar | editar la fonte]

Vista d'una aurora dende una danzadera espacial.
Vientu solar en magnitosphere.

Cuando'l vientu solar averar a un planeta que tien un bien desenvueltu campu magnético (como la Tierra, Xúpiter y Saturno), les partícules son esviaes pola fuerza de Lorentz. Esta rexón, conocida como la magnetosfera, evita que les partícules cargaes espulsaes pol Sol impacten directamente 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 magnético.

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 geomagnéticas. Cuando esto asocede, apaecen brilloses aurores fuertemente ionizadas na ionosfera, usando l'afigura pa espandise na magnetosfera, y causando l'aumentu del tamañu de la geosfera d'afigura, y l'escape de la materia atmosférico nel vientu solar. Les nubes geomagnéticas prodúcense cuando la presión del afigura conteníu dientro de la magnetosfera ye lo suficientemente grande pa enchese y polo tanto aburuyen el campu electromagnético, influyendo nes comunicaciones de radiu y televisión.

El campu magnético del vientu solar ye responsable de la forma xeneral de la magnetosfera de la Tierra, y les fluctuaciones na so velocidá, densidá, dirección, y arrastre afecten en gran midida'l mediu ambiente local nel espaciu de la Tierra. Por casu, los niveles de radiación ionizante y l'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 directa 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 directa. Estos fenómenos son llamaos colectivamente meteoroloxía espacial.

Sobre l'atmósfera[editar | editar la fonte]

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 llueñe 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 magnético, 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 magnético. Nesta zona rexistra una mayor radiación que n'otros sectores. Y afecta solamente a satélites que pasen per esta zona.

Sobre les superficies planetaries[editar | editar la fonte]

Mercuriu, el planeta más cercanu al Sol, recibe tola fuerza 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 magnético intrínsecu, y arriendes d'ello, la so superficie ye bombardeada con tola fuerza del vientu solar. Les misiones del Proyeutu Apolo y toles sos ferramientes fueron cubiertes con aluminiu esplegáu, y usáronse colectores pasivos nun intentu d'aportar a amueses de suelu llunar. Cuando la misión tornó y traxo les amueses de la superficie llunar, l'estudiu confirmó qu'el regolito llunar ye ricu en núcleos de los átomos depositaos pol vientu solar. Especulóse qu'estos elementos pueden aportar a recursos útiles pal futuru de les colonies na Lluna.

Referencies[editar | editar la fonte]

  1. «The three-dimensional cortil wind around solar maximum» (en en). Geophysical Research Letters 30 (10):  pp. 1517. 2003-05-15. doi:10.1029/2003GL017136. ISSN 1944-8007. Bibcode2003GeoRL..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» (en en). Living Reviews in Solar Physics 10 (1):  pp. 5. 2013-11-28. doi:10.12942/lrsp-2013-5. ISSN 2367-3648. Bibcode2013LRSP...10....5O. https://link.springer.com/article/10.12942/lrsp-2013-5. 
  5. Meyer-Vernet, Nicole (2007). Basics of the Solar Winds. Cambridge University Press.
  6. «The 1859 space weather event revisited: limits of estreme activity» (en en). Journal of Space Weather and Space Climate 3. 2013-01-01. doi:10.1051/swsc/2013053. ISSN 2115-7251. Bibcode2013JSWSC...3A..31C. http://www.swsc-journal.org/10.1051/swsc/2013053. 
  7. 7,0 7,1 «Rethinking the History of Solar Wind Studies: Eddington's Analysis of Comet Morehouse». Notes and Records of the Royal Society 60:  pp. 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. (1995). An Introduction to Modern Astrophysics, revised 2nd, Benjamin Cummings.
  14. Schrijver, Carolus J. (2000). Solar and stellar magnetic activity. Cambridge University Press.
  15. Meyer-Vernet, Nicole (2007). Basics of the Solar Wind. Cambridge University Press.

Ver tamién[editar | editar la fonte]

Enllaces esternos[editar | editar la fonte]