Viento solar - Solar wind

Observaciones de Ulises de la velocidad del viento solar en función de la latitud del helio durante el mínimo solar. Viento lento (≈400 km / s ) se limita a las regiones ecuatoriales, mientras que el viento rápido (≈750 km / s ) se ve sobre los polos. Los colores rojo / azul muestran polaridades hacia adentro / hacia afuera del campo magnético heliosférico .
Una ilustración de la estructura del Sol.

El viento solar es una corriente de partículas cargadas liberadas desde la atmósfera superior del Sol , llamada corona . Este plasma consiste principalmente en electrones , protones y partículas alfa con energía cinética entre0,5 y 10  keV . La composición del plasma del viento solar también incluye una mezcla de materiales que se encuentran en el plasma solar: trazas de iones pesados ​​y núcleos atómicos como C, N, O, Ne, Mg, Si, S y Fe. También hay trazas más raras de algunos otros núcleos e isótopos como P, Ti, Cr, 54 Fe y 56 Fe, y 58 Ni, 60 Ni y 62 Ni. Superpuesto al plasma del viento solar está el campo magnético interplanetario . El viento solar varía en densidad , temperatura y velocidad a lo largo del tiempo y en la latitud y longitud solares. Sus partículas pueden escapar de la gravedad del Sol debido a su alta energía resultante de la alta temperatura de la corona, que a su vez es resultado del campo magnético coronal.

A una distancia de más de unos pocos radios solares del Sol, el viento solar alcanza velocidades de 250 a 750 km / sy es supersónico, lo que significa que se mueve más rápido que la velocidad de la onda magnetosónica rápida . El flujo del viento solar ya no es supersónico en el choque de terminación . Otros fenómenos relacionados incluyen la aurora ( luces del norte y del sur ), las colas de plasma de los cometas que siempre apuntan lejos del Sol y las tormentas geomagnéticas que pueden cambiar la dirección de las líneas del campo magnético.

Historia

Observaciones desde la Tierra

La existencia de partículas que fluyen desde el Sol a la Tierra fue sugerida por primera vez por el astrónomo británico Richard C. Carrington . En 1859, Carrington y Richard Hodgson hicieron de forma independiente las primeras observaciones de lo que más tarde se llamaría una erupción solar . Este es un aumento repentino y localizado en el brillo del disco solar, que ahora se sabe que ocurre a menudo junto con una eyección episódica de material y flujo magnético de la atmósfera del Sol, conocida como eyección de masa coronal . Al día siguiente, se observó una poderosa tormenta geomagnética y Carrington sospechó que podría haber una conexión; la tormenta geomagnética ahora se atribuye a la llegada de la eyección de masa coronal en el espacio cercano a la Tierra y su posterior interacción con la magnetosfera terrestre . El académico irlandés George FitzGerald sugirió más tarde que la materia se alejaba regularmente del Sol y llegaba a la Tierra después de varios días.

Simulación de laboratorio de la influencia de la magnetosfera en el viento solar; estas corrientes de Birkeland parecidas a aurorales se crearon en una terrella , un globo de ánodo magnetizado en una cámara evacuada.

En 1910, el astrofísico británico Arthur Eddington sugirió esencialmente la existencia del viento solar, sin nombrarlo, en una nota al pie de un artículo sobre el cometa Morehouse . La proposición de Eddington nunca fue aceptada por completo, a pesar de que también había hecho una sugerencia similar en una dirección de la Royal Institution el año anterior, en la que había postulado que el material expulsado consistía en electrones, mientras que en su estudio del cometa Morehouse había supuesto que ser iones .

La idea de que el material expulsado constaba de iones y electrones fue sugerida por primera vez por el científico noruego Kristian Birkeland . Sus estudios geomagnéticos mostraron que la actividad de las auroras era casi ininterrumpida. Como estas exhibiciones y otras actividades geomagnéticas eran producidas por partículas del Sol, concluyó que la Tierra estaba siendo bombardeada continuamente por "rayos de corpúsculos eléctricos emitidos por el Sol". Propuso en 1916 que, "Desde un punto de vista físico, lo más probable es que los rayos solares no sean exclusivamente rayos negativos ni positivos, sino de ambos tipos"; en otras palabras, el viento solar consta de electrones negativos e iones positivos. Tres años más tarde, en 1919, el físico británico Frederick Lindemann también sugirió que el sol expulsa partículas de ambas polaridades: protones y electrones.

Alrededor de la década de 1930, los científicos habían llegado a la conclusión de que la temperatura de la corona solar debía ser de un millón de grados Celsius debido a la forma en que se extendía hacia el espacio (como se ve durante un eclipse solar total ). El trabajo espectroscópico posterior confirmó que esta extraordinaria temperatura era el caso. A mediados de la década de 1950, el matemático británico Sydney Chapman calculó las propiedades de un gas a tal temperatura y determinó que la corona, al ser un excelente conductor de calor, debe extenderse hacia el espacio, más allá de la órbita de la Tierra. También en la década de 1950, el astrónomo alemán Ludwig Biermann se interesó por el hecho de que la cola de un cometa siempre apunta en dirección opuesta al Sol, independientemente de la dirección en la que viaje el cometa. Biermann postuló que esto sucede porque el Sol emite un flujo constante de partículas que empuja la cola del cometa. El astrónomo alemán Paul Ahnert es reconocido (por Wilfried Schröder) como el primero en relacionar el viento solar con la dirección de la cola de un cometa basándose en observaciones del cometa Whipple-Fedke (1942g).

El astrofísico estadounidense Eugene Parker se dio cuenta de que el calor que fluye del Sol en el modelo de Chapman, y la cola del cometa alejándose del Sol en la hipótesis de Biermann, tenían que ser el resultado del mismo fenómeno al que denominó "viento solar". En 1957, Parker demostró que aunque la corona del Sol es fuertemente atraída por la gravedad solar, es un buen conductor del calor que todavía hace mucho calor a grandes distancias del Sol. A medida que la gravedad solar se debilita con el aumento de la distancia del Sol, la atmósfera coronal exterior puede escapar de manera supersónica al espacio interestelar. Parker también fue la primera persona en notar que la influencia debilitante de la gravedad del Sol tiene el mismo efecto sobre el flujo hidrodinámico que una boquilla de Laval , incitando una transición de flujo subsónico a supersónico. Hubo una fuerte oposición a la hipótesis de Parker sobre el viento solar; el artículo que envió a The Astrophysical Journal en 1958 fue rechazado por dos revisores, antes de ser aceptado por el editor Subrahmanyan Chandrasekhar .

Observaciones desde el espacio

En enero de 1959, la nave espacial soviética Luna 1 observó por primera vez directamente el viento solar y midió su fuerza, utilizando trampas de iones hemisféricas. El descubrimiento, realizado por Konstantin Gringauz, fue verificado por Luna 2 , Luna 3 y las mediciones más distantes de Venera 1 . Tres años más tarde, la geofísica estadounidense Marcia Neugebauer y sus colaboradores realizaron una medición similar utilizando la nave espacial Mariner 2 .

La primera simulación numérica del viento solar en la corona solar, incluidas las líneas de campo abierto y cerrado , fue realizada por Pneuman y Kopp en 1971. Las ecuaciones magnetohidrodinámicas en estado estacionario se resolvieron iterativamente comenzando con una configuración dipolar inicial .

En 1990, se lanzó la sonda Ulysses para estudiar el viento solar desde altas latitudes solares. Todas las observaciones anteriores se habían realizado en o cerca del plano de la eclíptica del Sistema Solar .

A fines de la década de 1990, el instrumento ultravioleta coronal espectrómetro (UVCS) a bordo de la nave espacial SOHO observó la región de aceleración del viento solar rápido que emana de los polos del Sol y descubrió que el viento acelera mucho más rápido de lo que puede explicarse por la expansión termodinámica. solo. El modelo de Parker predijo que el viento debería hacer la transición al flujo supersónico a una altitud de aproximadamente cuatro radios solares (aproximadamente 3.000.000 km) de la fotosfera (superficie); pero la transición (o "punto sónico") ahora parece ser mucho más baja, quizás sólo un radio solar (aproximadamente 700.000 km) por encima de la fotosfera, lo que sugiere que algún mecanismo adicional acelera el viento solar alejándolo del Sol. La aceleración del viento rápido aún no se comprende y no puede explicarse completamente con la teoría de Parker. Sin embargo, la explicación gravitacional y electromagnética de esta aceleración se detalla en un artículo anterior del premio Nobel de Física de 1970 , Hannes Alfvén .

La misión STEREO se lanzó en 2006 para estudiar las eyecciones de masa coronal y la corona solar, utilizando estereoscopía de dos sistemas de imágenes ampliamente separados. Cada nave espacial STEREO llevaba dos generadores de imágenes heliosféricos: cámaras de campo amplio altamente sensibles capaces de obtener imágenes del viento solar en sí, a través de la dispersión Thomson de la luz solar a partir de electrones libres. Las películas de STEREO revelaron el viento solar cerca de la eclíptica, como un flujo turbulento a gran escala.

Gráfico que muestra una disminución dramática en la tasa de detección de partículas de viento solar por la Voyager 1

La sonda Voyager 1 alcanzó el final de la "burbuja" del viento solar en 2012, momento en el que la detección del viento solar se redujo precipitadamente. Seis años después, la Voyager 2 hizo una observación similar .

En 2018, la NASA lanzó Parker Solar Probe , nombrada en honor al astrofísico estadounidense Eugene Parker, en una misión para estudiar la estructura y dinámica de la corona solar, en un intento de comprender los mecanismos que causan que las partículas se calienten y aceleren como energía solar. viento. Durante su misión de siete años, la sonda hará veinticuatro órbitas del Sol, pasando más adentro de la corona con el perihelio de cada órbita , pasando finalmente a 0.04 unidades astronómicas de la superficie del Sol. Es la primera nave espacial de la NASA que lleva el nombre de una persona viva, y Parker, a los 91 años, estuvo presente para observar el lanzamiento.

Aceleración

Si bien los primeros modelos del viento solar se basaban principalmente en la energía térmica para acelerar el material, en la década de 1960 estaba claro que la aceleración térmica por sí sola no puede explicar la alta velocidad del viento solar. Se requiere un mecanismo de aceleración desconocido adicional y probablemente se relacione con los campos magnéticos en la atmósfera solar.

La corona del Sol , o capa externa extendida, es una región de plasma que se calienta a más de un megakelvin . Como resultado de las colisiones térmicas, las partículas dentro de la corona interna tienen un rango y distribución de velocidades descritas por una distribución de Maxwell . La velocidad media de estas partículas es de aproximadamente145 km / s , que está muy por debajo de la velocidad de escape solar de618 km / s . Sin embargo, algunas de las partículas alcanzan energías suficientes para alcanzar la velocidad terminal de400 km / s , lo que les permite alimentar el viento solar. A la misma temperatura, los electrones, debido a su masa mucho más pequeña, alcanzan la velocidad de escape y forman un campo eléctrico que acelera aún más los iones lejos del Sol.

El número total de partículas arrastradas del Sol por el viento solar es aproximadamente 1,3 × 10 36 por segundo. Por lo tanto, la pérdida total de masa cada año es de aproximadamente(2-3) × 10 -14 masas solares , o alrededor de 1.3 a 1.9 millones de toneladas por segundo. Esto equivale a perder una masa igual a la de la Tierra cada 150 millones de años. Sin embargo, solo alrededor del 0.01% de la masa total del Sol se ha perdido a través del viento solar. Otras estrellas tienen vientos estelares mucho más fuertes que resultan en tasas de pérdida de masa significativamente más altas.

Propiedades y estructura

Se cree que esto muestra el viento solar de la estrella LL Orionis generando un arco de choque (el Arco brillante)

Viento solar rápido y lento

Se observa que el viento solar existe en dos estados fundamentales, denominados viento solar lento y viento solar rápido, aunque sus diferencias se extienden mucho más allá de sus velocidades. En el espacio cercano a la Tierra, se observa que el viento solar lento tiene una velocidad de300-500 km / s , una temperatura de ~ 100 MK y una composición que se asemeja mucho a la corona . Por el contrario, el viento solar rápido tiene una velocidad típica de750 km / s , una temperatura de 800 MK y casi coincide con la composición de la fotosfera del Sol . El viento solar lento es dos veces más denso y de naturaleza más variable que el viento solar rápido.

El viento solar lento parece originarse en una región alrededor del cinturón ecuatorial del Sol que se conoce como el "cinturón de serpentinas", donde las serpentinas coronales son producidas por un flujo magnético abierto a la heliosfera que cubre bucles magnéticos cerrados. Las estructuras coronales exactas involucradas en la formación lenta del viento solar y el método por el cual se libera el material aún están en debate. Las observaciones del Sol entre 1996 y 2001 mostraron que la emisión del viento solar lento se produjo en latitudes de hasta 30-35 ° durante el mínimo solar (el período de menor actividad solar), luego se expandió hacia los polos cuando el ciclo solar se acercó al máximo. Al máximo solar , los polos también emitían un viento solar lento.

El viento solar rápido se origina en los agujeros coronales , que son regiones en forma de embudo de líneas de campo abierto en el campo magnético del Sol . Estas líneas abiertas son particularmente frecuentes alrededor de los polos magnéticos del Sol. La fuente de plasma son pequeños campos magnéticos creados por células de convección en la atmósfera solar. Estos campos confinan el plasma y lo transportan a los estrechos cuellos de los embudos coronales, que se encuentran a solo 20.000 km por encima de la fotosfera. El plasma se libera en el embudo cuando estas líneas de campo magnético se vuelven a conectar.

Presión

El viento ejerce una presión en AU típicamente en el rango de1–6 nPa ((1–6) × 10 −9  N / m 2 ), aunque puede variar fácilmente fuera de ese rango.

La presión del ariete es función de la velocidad y la densidad del viento. La formula es

donde m p es la masa del protón , la presión P está en nPa (nanopascales), n es la densidad en partículas / cm 3 y V es la velocidad en km / s del viento solar.

Eyección de masa coronal

CME entra en erupción desde el Sol de la Tierra

Tanto el viento solar rápido como el lento pueden ser interrumpidos por grandes ráfagas de plasma de rápido movimiento llamadas eyecciones de masa coronal o CME. Las CME son causadas por una liberación de energía magnética en el Sol. Las CME a menudo se denominan "tormentas solares" o "tormentas espaciales" en los medios de comunicación populares. A veces, pero no siempre, se asocian con las erupciones solares , que son otra manifestación de la liberación de energía magnética en el Sol. Las CME provocan ondas de choque en el plasma delgado de la heliosfera, lanzando ondas electromagnéticas y acelerando partículas (principalmente protones y electrones ) para formar lluvias de radiación ionizante que preceden a la CME.

Cuando una CME impacta la magnetosfera de la Tierra, deforma temporalmente el campo magnético de la Tierra , cambiando la dirección de las agujas de la brújula e induciendo grandes corrientes eléctricas de tierra en la Tierra misma; esto se llama tormenta geomagnética y es un fenómeno global. Los impactos de CME pueden inducir la reconexión magnética en la cola magnética de la Tierra (el lado de medianoche de la magnetosfera); esto lanza protones y electrones hacia la atmósfera terrestre, donde forman la aurora .

Las CME no son la única causa del clima espacial . Se sabe que las distintas zonas del Sol dan lugar a velocidades y densidades de viento ligeramente diferentes según las condiciones locales. De forma aislada, cada una de estas diferentes corrientes de viento formaría una espiral con un ángulo ligeramente diferente, con corrientes de movimiento rápido que se mueven más directamente y corrientes de movimiento lento que se envuelven más alrededor del Sol. Las corrientes de movimiento rápido tienden a superar las corrientes más lentas que se originan hacia el oeste de ellas en el Sol, formando regiones turbulentas de interacción co-rotante que dan lugar a movimientos de ondas y partículas aceleradas, y que afectan a la magnetosfera de la Tierra de la misma manera que, pero más suavemente que , CME.

Efectos del sistema solar

La hoja de corriente heliosférica es el resultado de la influencia del campo magnético giratorio del Sol en el plasma del viento solar.

Durante la vida del Sol, la interacción de sus capas superficiales con el viento solar que escapa ha disminuido significativamente su tasa de rotación superficial. El viento se considera responsable de las colas de los cometas, junto con la radiación solar. El viento solar contribuye a las fluctuaciones en las ondas de radio celestes que se observan en la Tierra, a través de un efecto llamado centelleo interplanetario .

Magnetósferas

Esquema de la magnetosfera de la Tierra . El viento solar fluye de izquierda a derecha.

Cuando el viento solar se cruza con un planeta que tiene un campo magnético bien desarrollado (como la Tierra, Júpiter o Saturno), las partículas son desviadas por la fuerza de Lorentz . Esta región, conocida como magnetosfera , hace que las partículas viajen alrededor del planeta en lugar de bombardear la atmósfera o la superficie. La magnetosfera tiene aproximadamente la forma de un hemisferio en el lado que mira hacia el Sol, luego se dibuja en una larga estela en el lado opuesto. El límite de esta región se llama magnetopausa , y algunas de las partículas pueden penetrar la magnetosfera a través de esta región mediante la reconexión parcial de las líneas del campo magnético.

Sección del meridiano del mediodía de la magnetosfera

El viento solar es responsable de la forma general de la magnetosfera de la Tierra. Las fluctuaciones en su velocidad, densidad, dirección y campo magnético arrastrado afectan fuertemente el entorno espacial local de la Tierra. Por ejemplo, los niveles de radiación ionizante e interferencia de radio pueden variar en factores de cientos a miles; y la forma y ubicación de la magnetopausa y la onda de choque de arco aguas arriba pueden cambiar en varios radios terrestres, exponiendo los satélites geosincrónicos al viento solar directo. Estos fenómenos se denominan colectivamente clima espacial .

Desde la Agencia Espacial Europea 's Cluster misión, un nuevo estudio ha tenido lugar en el que propone que es más fácil para el viento solar para infiltrarse en la magnetosfera que se creía anteriormente. Un grupo de científicos observó directamente la existencia de ciertas ondas en el viento solar que no se esperaban. Un estudio reciente muestra que estas ondas permiten que las partículas cargadas entrantes de viento solar rompan la magnetopausa. Esto sugiere que la burbuja magnética se forma más como un filtro que como una barrera continua. Este último descubrimiento se produjo a través de la disposición distintiva de las cuatro naves espaciales Cluster idénticas, que vuelan en una configuración controlada a través del espacio cercano a la Tierra. A medida que se desplazan desde la magnetosfera hacia el espacio interplanetario y viceversa, la flota proporciona información tridimensional excepcional sobre los fenómenos que conectan el sol con la Tierra.

La investigación caracterizó las variaciones en la formación del campo magnético interplanetario (IMF) influenciadas en gran medida por la inestabilidad de Kelvin-Helmholtz (que ocurre en la interfaz de dos fluidos) como resultado de las diferencias de espesor y muchas otras características de la capa límite. Los expertos creen que esta fue la primera ocasión en que la aparición de ondas de Kelvin-Helmholtz en la magnetopausa se mostró en la orientación descendente de alta latitud del FMI. Estas olas se ven en lugares imprevistos bajo condiciones de viento solar que antes se creía no deseadas para su generación. Estos descubrimientos muestran cómo las partículas solares pueden penetrar la magnetosfera de la Tierra en circunstancias específicas del FMI. Los hallazgos también son relevantes para los estudios de progresiones magnetosféricas alrededor de otros cuerpos planetarios. Este estudio sugiere que las ondas de Kelvin-Helmholtz pueden ser un instrumento algo común, y posiblemente constante, para la entrada del viento solar en las magnetosferas terrestres bajo diversas orientaciones del FMI.

Atmósferas

El viento solar afecta a otros rayos cósmicos entrantes que interactúan con las atmósferas planetarias. Además, los planetas con una magnetosfera débil o inexistente están sujetos a la destrucción atmosférica por el viento solar.

Venus , el planeta más cercano y similar a la Tierra, tiene una atmósfera 100 veces más densa, con poco o ningún campo geomagnético. Las sondas espaciales descubrieron una cola parecida a un cometa que se extiende hasta la órbita de la Tierra.

La Tierra misma está protegida en gran medida del viento solar por su campo magnético , que desvía la mayoría de las partículas cargadas; sin embargo, algunas de las partículas cargadas quedan atrapadas en el cinturón de radiación de Van Allen . Un número menor de partículas del viento solar logra viajar, como en una línea de transmisión de energía electromagnética, hacia la atmósfera superior de la Tierra y la ionosfera en las zonas aurorales. La única vez que se puede observar el viento solar en la Tierra es cuando es lo suficientemente fuerte como para producir fenómenos como la aurora y las tormentas geomagnéticas . Las auroras brillantes calientan fuertemente la ionosfera, haciendo que su plasma se expanda hacia la magnetosfera, aumentando el tamaño de la geosfera de plasma e inyectando materia atmosférica en el viento solar. Las tormentas geomagnéticas se producen cuando la presión de los plasmas contenidos dentro de la magnetosfera es lo suficientemente grande como para inflarse y, por lo tanto, distorsionar el campo geomagnético.

Aunque Marte es más grande que Mercurio y está cuatro veces más lejos del Sol, se cree que el viento solar se ha despojado de hasta un tercio de su atmósfera original, dejando una capa 1/100 más densa que la de la Tierra. Se cree que el mecanismo de esta extracción atmosférica es el gas atrapado en las burbujas del campo magnético, que son arrancadas por el viento solar. En 2015, la misión Mars Atmosphere and Vollatile Evolution ( MAVEN ) de la NASA midió la tasa de desprendimiento atmosférico causado por el campo magnético transportado por el viento solar a medida que pasa por Marte, lo que genera un campo eléctrico, de manera similar a como se puede usar una turbina en la Tierra. para generar electricidad. Este campo eléctrico acelera los átomos de gas cargados eléctricamente, llamados iones, en la atmósfera superior de Marte y los lanza al espacio. La misión MAVEN midió la tasa de extracción atmosférica en aproximadamente 100 gramos (≈1 / 4 lb) por segundo.

Lunas y superficies planetarias

Experimento SWC de Apolo
Experimento de composición del viento solar de Apolo en la superficie lunar

Mercurio , el planeta más cercano al Sol, soporta todo el peso del viento solar y, dado que su atmósfera es vestigial y transitoria, su superficie está bañada por la radiación.

Mercurio tiene un campo magnético intrínseco, por lo que en condiciones normales de viento solar, el viento solar no puede penetrar su magnetosfera y las partículas solo alcanzan la superficie en las regiones de las cúspides. Sin embargo, durante las eyecciones de masa coronal, la magnetopausa puede presionarse contra la superficie del planeta y, en estas condiciones, el viento solar puede interactuar libremente con la superficie planetaria.

La Luna de la Tierra no tiene atmósfera ni campo magnético intrínseco y, en consecuencia, su superficie es bombardeada con el viento solar pleno. Las misiones del Proyecto Apolo desplegaron colectores pasivos de aluminio en un intento de tomar muestras del viento solar, y el suelo lunar devuelto para su estudio confirmó que el regolito lunar está enriquecido en núcleos atómicos depositados por el viento solar. Estos elementos pueden resultar recursos útiles para las colonias lunares.

Límites exteriores

Una infografía que muestra las regiones exteriores de la heliosfera basada en los resultados de la nave espacial Voyager.

El viento solar "sopla una burbuja" en el medio interestelar (el hidrógeno enrarecido y el gas helio que impregna la galaxia). El punto donde la fuerza del viento solar ya no es lo suficientemente grande como para hacer retroceder el medio interestelar se conoce como heliopausa y a menudo se considera que es el borde exterior del Sistema Solar. La distancia a la heliopausa no se conoce con precisión y probablemente depende de la velocidad actual del viento solar y de la densidad local del medio interestelar, pero está muy fuera de la órbita de Plutón . Los científicos esperan obtener una perspectiva sobre la heliopausa a partir de los datos adquiridos a través de la misión Interstellar Boundary Explorer (IBEX), lanzada en octubre de 2008.

El final de la heliosfera se observa como una de las formas que definen la extensión del Sistema Solar, junto con el Cinturón de Kuiper , y finalmente el radio en el que la influencia gravitacional del Sol coincide con otras estrellas. La extensión máxima de esa influencia se ha estimado entre 50.000 AU y 2 años luz, en comparación con el borde de la heliopausa (el borde exterior de la heliosfera), que se ha detectado que termina con unas 120 AU por la nave espacial Voyager 1 .

La nave espacial Voyager 2 cruzó el choque más de cinco veces entre el 30 de agosto y el 10 de diciembre de 2007. La Voyager 2 cruzó el choque alrededor de una Tm más cerca del Sol que la distancia de 13.5 Tm donde la Voyager 1 llegó al choque de terminación. La nave espacial se movió hacia afuera a través del choque de terminación hacia la heliovaina y hacia el medio interestelar .

Acontecimientos notables

  • Desde el 10 de mayo al 12 de mayo de 1999, el Explorador de Composición Avanzada (ACE) y la nave espacial WIND de la NASA observaron una disminución del 98% de la densidad del viento solar. Esto permitió que los electrones energéticos del Sol fluyeran hacia la Tierra en haces estrechos conocidos como " strahl ", lo que provocó un evento de "lluvia polar" muy inusual, en el que apareció una aurora visible sobre el Polo Norte. Además, la magnetosfera de la Tierra aumentó entre 5 y 6 veces su tamaño normal.
  • El 13 de diciembre de 2010, la Voyager 1 determinó que la velocidad del viento solar, en su ubicación a 10.8 mil millones de millas (17.4 mil millones de kilómetros) de la Tierra, se había reducido a cero. "Hemos llegado al punto en que el viento del Sol, que hasta ahora siempre ha tenido un movimiento hacia afuera, ya no se mueve hacia afuera; solo se mueve hacia los lados para que pueda terminar bajando por la cola de la heliosfera, que es un objeto con forma de cometa ", dijo el científico del proyecto Voyager Edward Stone.

Ver también

Referencias

Otras lecturas

Fox, Karen C. (2012) "Estudio de la NASA que utiliza clústeres revela nuevos conocimientos sobre el viento solar" NASA.

S.Cuperman y N. Metzler, Papel de las fluctuaciones en el campo magnético interplanetario en la conducción de calor en el viento solar. J. Geofys. Res. 78 (16), 3167–3168, 1973.

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enlaces externos