Aprendiendo

Llamarada solar

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Para la clase de estrellas que se someten a un fenómeno similar, véase estrella fulgurante .

Dos fotos sucesivas de un fenómeno en evolución sobre la llamarada solar del sol. El disco solar fue bloqueado en estas fotos para una mejor visualización de la antorcha.

Una llamarada solar es un repentino brillo observado en la superficie o en el limbo solar, que se interpreta como una gran liberación de energía de hasta 6 × 10 25 julios de energía (alrededor de una sexta parte de la producción total de energía del Sol cada segundo ). El término también se utiliza para referirse a fenómenos similares en otras estrellas, donde elbrote estelar término se aplica.

Las llamaradas solares afectan a todas las capas de la atmósfera solar ( fotosfera , la cromosfera y corona ), cuando el mediode plasma se calienta a decenas de millones de grados Kelvin y electrones , protones , y más pesados ​​iones se aceleran a cerca de la velocidad de la luz . Que producen la radiación a través del espectro electromagnético en todas las longitudes de onda , desde ondas de radio a rayos gamma , aunque la mayoría de la energía va a frecuencias fuera del alcance visual y por esta razón la mayoría de las bengalas no son visibles a simple vista y respete este con instrumentos especiales. Las llamaradas ocurren en regiones activas cerca de las manchas solares , donde los campos magnéticos intensos penetrar en lafotosfera de vincular la corona hacia el interior solar. Las llamaradas son alimentados por la repentina (escalas de tiempo de minutos a decenas de minutos) la liberación de energía magnética almacenada en la corona. El releasse misma energía puede producir en masa eyecciones coronales (CME), aunque la relación entre las llamaradas y CMEs, todavía no está bien establecido.

Los rayos X y radiación ultravioleta emitida por las llamaradas solares pueden afectar a la Tierra de la ionosfera e interrumpir las comunicaciones de radio de alcance largo. las emisiones directas de radio con longitudes de onda decimetric puede perturbar el funcionamiento de los radares y otros dispositivos que operan en estas frecuencias.

Las llamaradas solares fueron observadas por primera vez en el Sol por Richard Christopher Carrington y con independencia de Richard Hodgson en 1859 como localizado aumentos de brillo visible de pequeñas áreas dentro de un grupo de manchas solares. llamaradas estelares también se han observado en una variedad de otras estrellas.

La frecuencia de ocurrencia de las erupciones solares varía, desde varias veces al día cuando el Sol está particularmente “activo” a menos de uno cada semana, cuando el Sol está “tranquila”. Grandes erupciones son menos frecuentes que los más pequeños. La actividad solar varía con un ciclo de 11 años (el ciclo solar ). En el pico del ciclo suele haber másmanchas en el Sol, y por tanto más erupciones solares.

Heliofísica
Fenómenos

Aunque hay un acuerdo general sobre las causas de las bengalas “, los detalles son todavía poco conocida. No está claro cómo la energía magnética se transforma en energía cinética de las partículas, ni se sabe cómo las partículas se aceleran a energías de hasta 10 MeV (mega electrón-voltio ) y más allá. También hay algunas inconsistencias en cuanto al número total de partículas aceleradas, que a veces parece ser mayor que el número total en el circuito de la corona. Y estamos lejos de poder pronosticar las erupciones.Las llamaradas se producen cuando se acelera partículas cargadas, principalmente electrones, interactuar con el medio de plasma. La investigación científica ha demostrado que el fenómeno de reconexión magnética es el responsable de la aceleración de las partículas cargadas. En el Sol, la reconexión magnética puede ocurrir en arcadas solar – una serie de bucles que ocurren cerca de las líneas de fuerza magnética. Estas líneas de fuerza rápidamente vuelva a conectar en una galería baja de bucles dejando una hélice del campo magnético sin relación con el resto de la arcada. La liberación repentina de energía en esta reconexión está en el origen de la aceleración de partículas. Los no conectados helicoidal campo magnético y el material que contiene violencia podría expandirse hacia el exterior formando una eyección de masa coronal. Esto también explica por qué las erupciones solares generalmente surgen de lo que se conoce como las regiones activas del Sol, donde los campos magnéticos son mucho más fuertes en promedio.

El Sol muestra una llamarada solar de clase C3 (área blanca en la parte superior izquierda), un tsunami solar (la estructura ondulada, superior derecha) y filamentos múltiples de magnetismo de elevación de la superficie estelar.

Las erupciones solares se clasifican como A, B, C, M o X de acuerdo al flujo pico (en vatios por metro cuadrado, W / m 2) de 100 a 800picometer rayos-X cerca de la Tierra, medida en el GOES nave espacial. Cada clase tiene un flujo de diez horas pico mayor que el anterior, con llamaradas de clase X que tiene un flujo pico del orden de 10 -4 W / m 2. Dentro de una clase hay una escala lineal de 1 a 9, por lo que un brote X2 es dos veces tan potente como una llamarada X1, y es cuatro veces más potente que una llamarada M5. El más poderoso M y X de clase a menudo se asocian con una variedad de efectos sobre el medio ambiente espacial cercano a la Tierra. Esta extendidalogarítmica de clasificación es necesario porque las energías totales de las erupciones más amplia en muchos órdenes de magnitud, a raíz de una distribución uniforme con frecuencia brotes más o menos proporcional a la inversa de la energía total. llamaradas estelares yterremotos muestran similares -ley de potencia de distribución.

Otra clasificación antorcha se basa en  observaciones espectrales. El régimen de usos tanto en la intensidad y la superficie que emite.La clasificación de la intensidad es cualitativa, refiriéndose las bengalas como: f) no es ((n) Ormal o b) rilliant (. La superficie de salida se mide en términos de millonésima del hemisferio y se describe a continuación (El total hemisferio zona H = 6,2 10 12 2 km.)

Clasificación Se ha corregido la zona
[Millonésimas del hemisferio]
S    <100
1  100 a 250
2  250-600
3 600 – 1200
4 > 1200

Una llamarada (cuando se traduce del inglés lo traduce como “bengala”) se clasifica teniendo en S o un número que representa su tamaño y una carta que representa una intensidad máxima, vg: es normal. Subflare Sn

Peligros

Las llamaradas solares influyen fuertemente en el tiempo en el espacio local en las proximidades de la Tierra. Se pueden producir corrientes de partículas energéticas altamente en elviento solar , conocido como un evento de protones solares, o “eyección de masa coronal (CME). Estas partículas pueden afectar a la Tierra de la magnetosfera (véase el artículo principal en tormenta geomagnética ), y presentar la radiación peligros para las naves espaciales, los astronautas y cosmonautas.

El suave de rayos X del flujo de llamaradas de clase X aumenta la ionización de la atmósfera superior, lo cual puede interferir con la onda de radio de comunicación a corto y puede calentar la atmósfera exterior y aumentar así el arrastre de satélites en órbita baja, que conduce a la degradación orbital. Las partículas energéticas en la magnetosfera de contribuir a la aurora boreal y la aurora austral . La energía en forma de rayos X duros puede ser perjudicial a la electrónica de las naves espaciales y en general el resultado de la eyección de plasma en la cromosfera superior.

Los riesgos planteados por la radiación eyecciones de masa coronal son una preocupación importante en los debates de una misión tripulada a Marte , la Luna u otros planetas.protones energéticos pueden pasar a través del cuerpo humano, causando daños bioquímicos , y por lo tanto presentar un peligro para los astronautas durante los viajes interplanetarios. Algún tipo de violencia física o blindaje magnético estaría obligado a proteger a los astronautas. La mayoría de las tormentas de protones tomar dos o más horas desde el momento de la detección visual para alcanzar la órbita de la Tierra. Una llamarada solar 20 de enero de 2005 publicado la mayor concentración de protones cada vez medido directamente, teniendo sólo 15 minutos después de la observación para llegar a la Tierra, lo que indica una velocidad de tercera velocidad de la luz alrededor de una, lo que los astronautas tan poco como 15 minutos para llegar a un refugio.

Observaciones

Como se dijo, las erupciones producen radiación a lo largo del espectro electromagnético, aunque con diferente intensidad. No son muy intensas en la luz blanca, pero puede ser muy brillante en particular, las líneas atómicas. Pueden producir continua bremsstrahlung en Rayos-X y sincrotrón de la radiación en la radio.

Historia

Las observaciones ópticas. Richard Carrington observa por primera vez un brote de 01 de septiembre 1859 usando un telescopio óptico sin filtros. Era una luz de bengala blancointenso extraordinariamente. Dado que las erupciones producen copiosas cantidades de radiación en  , añadiendo una estrecha (≈ 1 Å) banda de paso del filtro centrado en esta longitud de onda en el telescopio óptico, permite la observación de no muy brillantes llamaradas con telescopios pequeños. Durante años  fue el principal, si no el, única fuente de información sobre las erupciones solares.

Las observaciones de radio. Durante la Segunda Guerra Mundial , el 25 y el 26 de febrero de 1942, los operadores de radar británico observó que la radiación Stanley Heyinterpretarse como la emisión solar. Su descubrimiento no fue al público hasta el final del conflicto. El mismo año Southword también se observa el Sol en la radio, pero como con Hey, sus observaciones fueron conocidos sólo después de 1945. En 1943, Grote Reber fue el primero en reportar las observaciones radioastronómicas del Sol a 160 MHz. El rápido desarrollo de la Radioastronomía reveló nuevas peculiaridades de la actividad solar, como las tormentas y explosiones relacionadas con las bengalas. Hoy radiotelescopios terrestres observar el Sol de ~ 100 MHz a 400 GHz.

Telescopios Espaciales. Desde el comienzo de la exploración espacial , los satélites bringt de telescopios espaciales que trabajan en longitudes de onda por debajo de la UV, que son completamente absorbidos por la atmósfera, y donde las erupciones pueden ser muy brillante. Desde la década de 1970, la serie de satélites GOES observar el Sol en rayos Xblandos, y sus observaciones se convirtió en la medida estándar de bengalas, relegando en cierto sentido, el  clasificación. rayos X duros fueron observados por numerosos actos, siendo hoy el más importante de la Alta Energía Reuven Ramaty Solar espectroscópicos Imager ( RHESSI ). Sin embargo, las observaciones UV son hoy las estrellas de la imagen solar con sus finos detalles increíbles que revelan la complejidad de la Corona Solar . Las naves espaciales pueden traer también los detectores de radio en longitudes de onda muy larga (siempre y cuando a pocos kilómetros) que no se puede propagar a través de la ionosfera .

Basado en Tierra telescopios ópticos

Telescopios espaciales

Objetivo principal de observación:

  • Yohkoh – El Yohkoh (originalmente un solar) la nave observaron el Sol con una variedad de instrumentos desde su lanzamiento en 1991 hasta su fracaso en 2001. Las observaciones que abarcó un período de un máximo solar a la siguiente. Dos instrumentos de uso particular, para las observaciones de bengala fueron la Soft X-ray Telescope (SXT), una incidencia más baja de energía mirando telescopio de rayos X de energías de los fotones del orden de 1 keV, y el Hard X-ray Telescope (HXT), un recuento de colimación instrumento que produce imágenes con mayor energía los rayos X (15-92 keV) obtenida por síntesis de la imagen.
  • VA – La nave GOES son los satélites en órbita geoestacionaria alrededor de la Tierra que han medido el flujo de rayos-X suaves del Sol desde mediados de 1970, tras el uso de instrumentos similares en el SOLRAD satélites. GOES-ray observaciones X se usan comúnmente para clasificar a las llamaradas, con A, B, C, M y X representan a diferentes potencias de diez – una llamarada de clase X un pico de 8.2 un flujo por encima de 0,0001 W / m 2.
  • RHESSI – RHESSI está diseñado para las llamaradas solares imagen en fotones de energía de los rayos X blandos (~ 3 keV) a los rayos gamma (hasta ~ 20 MeV) y para proporcionar la espectroscopia de alta resolución de hasta energías de rayos-gamma de ~ 20 MeV. Además, tiene la capacidad de realizar espectroscopía con resolución espacial de alta resolución espectral.
  • Hinode -La nave espacial Hinode, originalmente llamado Solar B, fue lanzado por la Agencia de Exploración Aeroespacial de Japón en septiembre de 2006 para observar las llamaradas solares más detalles precisos. Su instrumentación, suministrada por una colaboración internacional entre ellos Noruega, el Reino Unido, EE.UU. y África se centra en los campos magnéticos de gran alcance cree que el origen de las llamaradas solares. Estos estudios arrojan luz sobre las causas de esta actividad, posiblemente ayudar a predecir erupciones futuras y así minimizar sus efectos peligrosos de los satélites y los astronautas.

Ejemplos de grandes erupciones solares

La erupción más poderosa de los últimos 500 años fue el primer brote se observó, el 1 de septiembre de 1859, y fue reportado por el astrónomo británico Richard Carrington. El evento lleva el nombre de la tormenta solar de 1859 , o el “caso Carrasco”. La llamarada era visible a una simple vista, y produjo auroras espectaculares hasta latitudes tropicales como Cuba o Hawaii, y establecer sistemas de telégrafo en el fuego.  El brote dejó una huella en Groenlandia el hielo en forma de nitratos y berilio- 10 , que permitirá a sus fuerzas para medirse hoy (New Scientist, 2005).

En los tiempos modernos, la mayor erupción solar medida con instrumentos ocurrido el 4 de noviembre de 2003 (inicialmente al X28 y luego actualizar a X45). Otras erupciones solares de gran tamaño también se produjo el 2 de abril de 2001 (X20), 28 de octubre 2003 (X17), 7 de septiembre de 2005 (X17) y 17 de febrero de 2011 (X2). En 1989, durante la anterior ciclo solar 22 dos bengalas grandes ocurrieron en marzo, 6 ( X15) (ver: 03 1989 tormenta geomagnética y agosto, 16 (X20), causando interrupciones en las redes eléctricas y equipo. sistemas). Una lista completa está disponible en http://www.spaceweather.com/solarflares/topflares.html

Predicción

Los métodos actuales de predicción de brotes son problemáticos, y no hay ninguna indicación de que una región activa en el Sol se producen una llamarada. Sin embargo, muchas de las propiedades de las manchas solares y las regiones activas se correlacionan con la quema. Por ejemplo, las regiones magnético complejo (basado en el campo de la línea de visión magnética) llamadas manchas delta producen las erupciones más grandes. Un esquema simple de clasificación de manchas solares debido a McIntosh es de uso común como punto de partida para la predicción de brotes. Las predicciones son por lo general expresada en términos de probabilidades para la ocurrencia de brotes por encima de M o la clase X GOES en 24 o 48 horas. Los EE.UU. Administración Nacional Oceánica y Atmosférica (NOAA) prevé problemas de este tipo.

K-INDICE GEOMAGNÉTICO  ————–


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K-índice

Observatorio de medición NOAA:
k-index          a              (nT)             G-scale
0                   000        000-005                   G0
1                   003        005-010                   G0
2                   007        010-020                   G0
3                   015        020-040                   G0
4                   027        0040-70                   G0
5                   048        070-120                   G1
6                   080        120-200                   G2
7                   140        200-330                   G3
8                   240        330-500                   G4
9                   400           > 500                    G5

El K-índice cuantifica las perturbaciones en el componente horizontal del campo magnético de la tierra con un número entero en el rango de 0-9 con un estado tranquilo y 5 o más indica una tormenta geomagnética . Se deriva de las fluctuaciones máximas de los componentes horizontales observadas en un magnetómetro durante un intervalo de tres horas. La etiqueta de ‘K’ de origen ‘Alemán’ Kennziffer que significa “característica dígitos.
La tabla de conversión de fluctuación máxima ( NT ) a K-índice, varía de un observatorio de observatorio de tal manera que la tasa histórica de la ocurrencia de ciertos niveles de K son casi iguales en todos los observatorios. En la práctica esto significa que a mayor latitud observatorios geomagnéticos requieren mayores niveles de fluctuación de un determinado K-índice. El tiempo real de K-índice se determina después de la final de tres intervalos prescritos por hora (0000-0300, 0300-0600, …, desde 2100 hasta 2400). Lo positivo y negativo desviaciones máximas durante el período de 3 horas se suman para determinar la fluctuación máxima total. Estas desviaciones máximas pueden ocurrir en cualquier momento durante el período de 3 horas.
El K-índice fue presentado por Bartels Julio de 1938.

El funcionario planetaria índice Kp se obtiene calculando la media ponderada de K-índices de una red de observatorios geomagnéticos. Desde estos observatorios no reportan sus datos en tiempo real, los centros de operaciones alrededor del mundo estimar el índice basado en datos disponibles de su red de observatorios locales.
El índice Kp-fue presentado por Bartels en 1939.

La A-índice proporciona un nivel medio diario de actividad geomagnética. Debido a la relación no-lineal de la K-escala a las fluctuaciones del magnetómetro, no tiene sentido tener un promedio de un conjunto de índices K. Lo que se hace en cambio, es convertir cada K de nuevo en una escala lineal llamado el “equivalente de tres gamas por hora”, un índice (véase el caso de menores). El diario El índice no es más que la media de ocho “a” los índices.
Así, por ejemplo, si los índices K para el día fueron 3 4 6 5 3 2 2 1, el diario El índice es el promedio de las amplitudes equivalentes:
A = (15 + 27 + 80 + 48 + 15 + 7 + 7 + 3) / 8 = 25,25

La escala de Kp es una forma razonable para resumir el nivel global de la actividad geomagnética, pero no siempre ha sido fácil para los afectados por el medio ambiente espacial para comprender su significado. La NOAA G escala fue diseñada para corresponder, de una manera directa, a la importancia de los efectos de las tormentas geomagnéticas .

——–   VIENTO SOLAR   —————–

El viento solar es una corriente de partículas cargadas expulsadas de la atmósfera superior de la Sol . En su mayoría consiste de electrones y protones con energías por lo general entre 10 y 100 keV . La corriente de partículas varía de temperatura y la velocidad con el tiempo. Estas partículas pueden escapar del Sol gravedad debido a su alta energía cinética y la alta temperatura de la corona .

El viento solar crea la heliosfera , una enorme burbuja en el medio interestelar que rodea al sistema solar . Otros fenómenos son las tormentas geomagnéticas que pueden destruir redes de energía en la Tierra, las auroras (luces del norte y del sur), y el plasma de la cola de los cometas que siempre apuntan lejos del sol.


El flujo continuo de partículas que fluyen hacia el exterior del Sol se sugirió por primera vez por el astrónomo británico Richard C. Carrington . En 1859, Carrington y Richard Hodgson, independientemente hizo la primera observación de lo que luego sería llamado llamarada solar . Se trata de una explosión repentina de la energía por parte de Sun de la atmósfera. Al día siguiente, una tormenta geomagnética se observó, y Carrington se sospecha que puede haber una conexión. George Fitzgerald sugirió más tarde que el asunto estaba siendo regularmente acelerada fuera del dom y se llega a la Tierra después de varios días. 

Historia

Laboratorio de simulación de la magnetosfera de la influencia sobre el viento solar, tanto la aurora como las corrientes de Birkeland se crearon en una cámara de vacío.

Las ideas de Fitzgerald y otros fueron desarrolladas por la noruega físico Kristian Birkeland . Sus estudios mostraron que la actividad geomagnética aurora fue casi ininterrumpido. En estas pantallas y la actividad geomagnética otros estaban siendo producidos por las partículas del Sol, llegó a la conclusión de que la Tierra estaba siendo continuamente bombardeado por “rayos de corpúsculos eléctricos emitidos por el Sol”. En 1916, Birkeland fue probablemente la primera persona en éxito predicen que, “Desde el punto de vista físico, es más probable que los rayos solares no son ni negativo ni positivo radios exclusivamente, sino de ambos tipos”. En otras palabras, el viento solar se compone de dos electrones negativos e iones positivos. Tres años después, en 1919, Frederick Lindemann también sugirió que las partículas de ambas polaridades, protones y electrones, provienen del sol.

Alrededor de la década de 1930, los científicos han determinado que la temperatura del solar de la corona debe ser de un millón de grados centígrados debido a la forma en que se destacó en el espacio (como se ve durante los eclipses totales). Más tarde el trabajo espectroscópicos confirmaron esta temperatura extraordinaria. A mediados de la década de 1950 el matemático británico Sydney Chapman calculado las propiedades de un gas a una temperatura, y determinó que era un excelente conductor de calor que se debe ampliar la salida al espacio, más allá de la órbita de la Tierra. También en la década de 1950, un científico alemán llamado Ludwig Biermann se interesó en el hecho de que no importa si un cometa se dirige hacia o desde el Sol, su cola siempre apunta en dirección del sol. Biermann postulado que esto sucede porque el Sol emite un flujo constante de partículas que empuja cometa la cola de la distancia.  Wilfried afirma Schröder en su libro, quien descubrió el viento solar? , que el astrónomo alemán Paul Ahnert fue el primero en relacionar viento solar hacia el cometa dirección de cola sobre la base de las observaciones del cometa Whipple-Fedke (1942g).

Eugene Parker se dio cuenta de que el calor fluye desde el Sol en el modelo de Chapman y la cola del cometa que sopla lejos del Sol en la hipótesis de Biermann tenía que ser el resultado del mismo fenómeno, que él llamó el “viento solar”. Parker mostró que a pesar de que la corona del Sol es fuertemente atraído por la gravedad solar, que es un buen conductor de calor que es todavía muy caliente a grandes distancias. Ya que la gravedad se debilita a medida que aumenta la distancia de Sol, la corona exterior de la atmósfera se escapa hacia el espacio interestelar a velocidades supersónicas. Además, Parker fue la primera persona en notar que el efecto de debilitamiento de la gravedad tiene el mismo efecto sobre la hidrodinámica del flujo como un inyector de Laval : incita a una transición desde subsónicos a supersónicos flujo.

La oposición a la hipótesis de Parker en el viento solar era fuerte. El documento que presentó a la revista Astrophysical Journal en 1958 fue rechazada por dos revisores. Fue salvado por el editor Subrahmanyan Chandrasekhar (que más tarde se recibió en 1983 el Premio Nobel en física).

En enero de 1959, la Unión Soviética por satélite Luna una primera observación directa del viento solar y se mide su fuerza. Ellos fueron detectados por las trampas de iones hemisférica. El descubrimiento, realizado por Konstantin Gringauz , fue verificada por Luna 2 , Luna 3 y por las mediciones más distantes de Venera 1 . Tres años más tarde, su medición se llevó a cabo por los estadounidenses (Neugebauer y colaboradores) con la Mariner 2 naves espaciales.

Sin embargo, la aceleración del viento rápida todavía no se comprende y no puede ser completamente explicada por la teoría de Parker. La primera simulación numérica del viento solar en el solar de la corona incluyendo las líneas de campo abierto y cerrado se llevó a cabo por Pneuman y Knopp en 1971. La magnetohidrodinámica ecuaciones en estado estacionario se resolvieron iterativamente comenzando con una primera dipolar de configuración.

A finales de 1990 el espectrómetro ultravioleta coronal (UVCS) a bordo del SOHO nave observó la región de aceleración de la velocidad del viento solar que emana de los polos del Sol, y encontraron que el viento se acelera mucho más rápido que puede ser explicada por la expansión termodinámica sola. El modelo de Parker predijo que el viento debe hacer la transición a supersónicos flujo a una altitud de cerca de 4 radios solares de la fotosfera , pero la transición (o “punto sónico”) ahora parece ser mucho menor, tal vez sólo una radio solar por encima de la fotosfera , lo que sugiere que algún mecanismo adicional acelera el viento solar lejos del sol.

En 1990, el Ulises de la sonda fue lanzada para estudiar el viento solar desde las altas latitudes solares. Todas las observaciones anteriores se habían realizado en o cerca del sistema solar plano de la eclíptica .

Emisiones

Mientras que los primeros modelos del viento solar utiliza principalmente térmica de energía para acelerar el material, por la década de 1960 estaba claro que la aceleración térmico por sí solo no puede dar cuenta de la alta velocidad del viento solar. Un desconocido mecanismo de aceleración adicional, y probablemente se relaciona con los campos magnéticosen la atmósfera solar.

El Sol es la corona , o capa exterior extendida, es una región de plasma que se calienta a más de un millón de grados centígrados. Como resultado de las colisiones térmica, las partículas dentro de la corona interior cuenta con una amplia y distribución de velocidades se describe por una distribución de Maxwell . La velocidad media de estas partículas es de unos 145 km / s, que es muy inferior a la solar, la velocidad de escape de 618 km / s. Sin embargo, algunas de las partículas de conseguir energías suficientes para alcanzar la velocidad máxima de 400 km / s, lo que les permite alimentar el viento solar. En la misma temperatura, los electrones, debido a su menor masa mucho, llegar a la velocidad de escape y crear un campo eléctrico que acelera iones – átomos cargados – del sol.

El número total de partículas llevadas lejos del Sol por el viento solar es alrededor de 1,3 × 10 36 por segundo. Por lo tanto, la pérdida de masa total de cada año se acerca (2-3)× 10 -14 masas solares , o 6700 millones de toneladas por hora. Esto es equivalente a la pérdida de una masa igual a la Tierra cada 150 millones de años. Sin embargo, el 0,01% del Sol en masa ha sido total se trata sólo de pérdida a través del viento solar. Otras estrellas tienen mucho más fuertes vientos estelares que resultan significativamente mayor en las tasas de pérdida de masa.

Componentes

El viento solar se divide en dos componentes, llamadas, respectivamente, del viento solar lento y el viento solar rápido. El viento solar lento tiene una velocidad de 400 km / s, una temperatura de 1.4 a 1,6 × 10 6 K y una composición que es un partido cerca de la corona . Por el contrario, el viento solar rápido tiene una velocidad típica de 750 km / s, una temperatura de 8 × 10 5 K y casi coincide con la composición del Sol fotosfera .El viento solar lento es dos veces más denso y más variable en la intensidad que el viento solar rápido. El viento lento también tiene una estructura más compleja, con las regiones turbulentas y escala de grandes estructuras.

El viento solar lento parece que vienen de una región alrededor de la correa ecuatorial el Sol que se conoce como el “cinturón de espantapájaros”. flámulas coronales se extienden hacia fuera de esta región, la realización de plasma desde el interior a lo largo de circuitos cerrados magnético. Observaciones del Sol entre 1996 y 2001 mostraron que la emisión del viento solar lento se produjeron entre las latitudes de 30-35 ° alrededor de la Ecuador durante el mínimo solar (el periodo de menor actividad solar), luego se expandió hacia los polos como el mínimo se desvaneció. En el momento del máximo solar , los polos también se emite un viento solar lento.

El viento solar rápido se cree que vienen de los agujeros coronales , que son similares a las regiones embudo de las líneas de campo abierto en el Sol de campo magnético . Las líneas abiertas son particularmente frecuentes en torno a los polos magnéticos sol. La fuente del plasma es pequeña campos magnéticos creados por las células de convección en la atmósfera solar. Estos campos de confinar el plasma y el transporte que en el cuello angosto de los embudos de la corona, que se encuentran sólo 20.000 kilómetros por encima de la fotosfera. El plasma se libera en el embudo cuando estas líneas de campo magnético vuelva a conectar.

Eyección de masa coronal

Tanto el ayuno y el viento solar lento puede ser interrumpido por movimientos rápidos estallidos grandes de plasma, llamada de las eyecciones de masa coronal , o ICMEs. ICMEs son la manifestación de la energía solar interplanetario eyecciones de masa coronal , que son causadas por la liberación de energía magnética en el sol. Las CMEs son a menudo llamadas “tormentas solares” o “tormentas espaciales” en los medios de comunicación populares. Son a veces, pero no siempre, asociadas con las erupciones solares , que son otra manifestación de liberación de energía magnética en el sol. ICMEs causar ondas de choque en el plasma delgada de la heliosfera, el lanzamiento electromagnética olas y la aceleración de partículas (en su mayoría protones y electrones ) para formar una lluvia de radiación ionizante que preceden a la CME.

Cuando una CME impacta en la Tierra, la magnetosfera , que temporalmente se deforma de la Tierra el campo magnético , cambiando la dirección de la brújula agujas e inducir grandes corrientes eléctricas a tierra en la propia Tierra, lo que se llama una tormenta geomagnética y es un fenómeno mundial. impactos CME puede inducir la reconexión magnéticaen la Tierra magnética (el lado de la medianoche de la magnetosfera ), lo que pone en marcha los protones y los electrones hacia abajo, hacia la atmósfera de la Tierra, donde se forma la aurora .

ICMEs no son la única causa de la meteorología espacial . Distintos parches en el Sol son conocidos por dar lugar a diferentes velocidades y densidades poco de viento en función de las condiciones locales. De forma aislada, cada una de estas diferentes corrientes de viento que forma una espiral con un ángulo ligeramente diferente, con un rápido movimiento de flujos de movimiento más directamente y de lento movimiento flujos de embalaje más alrededor del sol. Más rápido movimiento de las corrientes tienden a superar a más lento arroyos que vienen hacia el oeste de ellos en el sol, formando co turbulenta de rotación regiones de interacción que dan lugar a movimientos de las olas y partículas aceleradas, y que afectan a la magnetosfera de la Tierra de la misma manera como, pero con más suavidad que , las CMEs.

Efectos en el Sistema Solar

Durante la vida útil del Sol, la velocidad de rotación de superficie se ha reducido significativamente. Esta pérdida de la rotación se cree que ha sido causado por la interacción de la superficie de las capas de sol con el viento solar escape. Se considera el viento responsables de las colas de los cometas, junto con Sun radiación.  El viento solar contribuye a las fluctuaciones de los celestes ondas de radio observado en la Tierra, a través de un efecto llamado de centelleo interplanetario .

Magnetosfera

Como el viento solar se acerca a un planeta que tiene una bien desarrollada campo magnético (como la Tierra, Júpiter y Saturno), las partículas son desviadas por la fuerza de Lorentz. Esta región, conocida como magnetosfera , hace que las partículas que viajan alrededor del planeta en lugar de bombardear la atmósfera o la superficie. La magnetosfera es más o menos la forma de un hemisferio en el lado que da al Sol, a continuación, se dibuja en una larga estela en el lado opuesto. El límite de esta región se llama la magnetopausa , y algunas de las partículas son capaces de penetrar la magnetosfera a través de esta región por la reconexión parcial de las líneas de campo magnético.

La Tierra misma está muy protegido del viento solar por su campo magnético , que desvía la mayor parte de las partículas cargadas, sin embargo, algunas de las partículas cargadas son atrapados en el cinturón de radiación Van Allen . Un número más pequeño de las partículas del viento solar, gestión de viajar, como si en una línea de transmisión de energía electromagnética, a la alta atmósfera de la Tierra y la ionosfera en la zona auroral. La única vez que el viento solar es observable en la Tierra es cuando se es lo suficientemente fuerte como para producir fenómenos como la aurora y las tormentas geomagnéticas . Brillantes auroras fuerte calor de la ionosfera , causando su plasma para expandirse en la magnetosfera, el aumento del tamaño del plasma de la geosfera , y causando el escape de la materia atmosférica en el viento solar. Las tormentas geomagnéticas se producen cuando la presión de los plasmas de contenidos dentro de la magnetosfera es lo suficientemente grande para inflar y por lo tanto distorsionan el campo geomagnético.

El viento solar es responsable de la forma global de la Tierra de la magnetosfera , y las fluctuaciones en su velocidad, la densidad, la dirección, y el campo magnético arrastrado afectan en gran medida el espacio de entorno local de la Tierra. Por ejemplo, los niveles de radiación ionizante y la interferencia de radio puede variar por factores de cientos de miles, y la forma y la ubicación de la magnetopausa y el arco onda de choque contra la corriente de la misma puede cambiar por varias radios de la Tierra, exponiendo geosincrónicasatélites para el viento solar directa . Estos fenómenos se denominan colectivamente el clima espacial .

Atmósfera

El viento solar afecta a la otra entrada rayos cósmicos interactúan con la atmósfera de los planetas. Por otra parte, los planetas con una o no existe la magnetosfera débil están sujetos a la atmósfera que pela por el viento solar.

Venus , el planeta y la mayoría de similar más cercana a la Tierra en nuestro sistema solar, tiene una atmósfera 100 veces más densa que la nuestra. Las sondas espaciales modernos han descubierto una-como la cola de un cometa que se extiende a la órbita de la Tierra.

Marte es más grande que Mercurio y cuatro veces más lejos del Sol, y sin embargo incluso aquí se piensa que el viento solar ha despojado hasta de un tercio de su ambiente original, dejando una capa 1/100o tan densa como la de la Tierra. Se cree que el mecanismo de esta pela es la atmósfera de gases de ser atrapado en las burbujas del campo magnético, que son arrancados por los vientos solares.

Superficies planetarias

Mercurio , el planeta más cercano al Sol, lleva todo el peso de la energía solar, eólica y su atmósfera es vestigial y transitorios, su superficie bañada por la radiación.

Mercurio tiene un campo magnético intrínseco, por las condiciones normales de viento solar, el viento solar no puede penetrar la magnetosfera creado alrededor de mercurio, pero las partículas sólo llegan a la superficie en las regiones cúspide. Durante las eyecciones de masa coronal, sin embargo, la magnetopausa puede obtener presión en la superficie del planeta, y por lo tanto en estas condiciones, el viento solar puede interactuar libremente con la superficie del planeta.

La Tierra de la Luna no tiene atmósfera o intrínseco del campo magnético , y por lo tanto su superficie es bombardeada con el viento solar completo. El Proyecto Apolo misiones desplegadas de aluminio colectores pasivos en un intento de probar el viento solar y suelo lunar regresó para el estudio confirmó que el lunar regolito se ha enriquecido en el núcleo atómico depositados por el viento solar. Se ha especulado que estos elementos pueden llegar a ser recursos útiles para futuras colonias lunares.

Límites exteriores

El viento solar “sopla una burbuja” en el medio interestelar (hidrógeno y helio enrarecido 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 la heliopausa , y es a menudo considerado como el exterior “frontera” del sistema solar. La distancia hasta la heliopausa no se conoce con precisión, y probablemente es muy variable dependiendo de la velocidad de la corriente del viento solar y la densidad local del medio interestelar, pero se sabe que está mucho más fuera de la órbita de Plutón . Los científicos esperan obtener una mejor perspectiva de la heliopausa partir de los datos adquiridos a través delExplorador del Límite Interestelar (IBEX) La misión, lanzada en octubre de 2008.

Acontecimientos notables

  • Del 10 de mayo de 1999 al 12 de mayo, de la NASA Explorador de Composición Avanzada (ACE) y WIND (nave) naves espaciales observaron una disminución de 98% de la densidad del viento solar. Esta energía permite electrones desde el Sol a fluir a la Tierra en haces estrechos conocido como ” Strahl “, lo que causó una muy inusual” lluvia polar “de eventos, en los que de manera visible la aurora apareció sobre el Polo Norte. Además, la magnetosfera de la Tierra aumentó a entre 5 y 6 veces su tamaño normal.
  • Véase también la variación solar entrada.
  • 13 de diciembre 2010, la Voyager 1 determina que la velocidad del viento solar, en su lugar 10800000000 millas de la Tierra se ha reducido a cero. “Hemos llegado al punto donde el viento del Sol, que hasta ahora siempre ha tenido un movimiento hacia afuera, ya no se mueve hacia afuera, sino que sólo se mueve hacia los lados para que pueda terminar bajando la cola de la heliosfera, que es una forma de objeto similar a un cometa “, dijo el Dr. Edward Stone, científico del proyecto Voyager.
Disculpad los posible errores de traducción automática.
6 Responses “Aprendiendo” →

  1. JerryPhillsen

    30/11/2011

    Great article if you ask me. Thank u for providing this information.

    Jerry Phillsen
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    Responder

  2. BrandPhillsen

    20/12/2011

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    Brand Phillsen
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