Anar al contingut

Vent solar

De L'Enciclopèdia, la wikipedia en valencià
Erro al crear miniatura:
Vent solar
Observacions del Ulysses de velocitat de vent solar en funció de la latitut de heli durant un mínim solar. El vent lleu (400 km/s) es confina a les regions equatorials, mentres el vent fort (750 km/s) es veu sobre els pols.[1] Els colors roig/blau mostren les polaridades interior/exterior del camp magnètic heliosférico.
El plasma del vent solar en aplegar a l'heliopausa.[2]

El vent solar és una corrent de partícules carregades que es lliberen des de l'atmòsfera superior del Sol, cridada corona solar. Est plasma consistix majorment en electrons, protones i partícules alfa en energies tèrmiques d'entre 1,5 i 10 eV. Incrustat en el plasma solar-eòlic, està el camp magnètic interplanetari. El vent solar varia en densitat, temperatura i velocitat a lo llarc del temps, i sobre la latitut i la llongitut solar. Les seues partícules poden escapar de la gravetat del Sol per la seua alta energia gràcies a l'alta temperatura de la corona, que a la seua volta resulta del camp magnètic coronal.

Història

L'existència del vent solar va ser teorizada per primera volta en 1958 per l'astrofísic nortamericà Eugene Parker. La seua hipòtesis va ser inicialment rebuda en escepticisme per la comunitat científica, pero va ser confirmada de manera concloent en 1962 per les senyes recopilades per la sonda espacial Mariner 2 de la NASA en el seu viage a Venus.[3]

La corona solar es compon de plasma, una atmòsfera de gas ionizado, i no és estàtica, es mou aplegant inclús a abandonar l'estrela. Este moviment de la corona és el cridat vent solar, o vent estelar per a tota estrela de forma genèrica. Este vent té principalment electrons i protones, pero també traces de núcleus de heli i atres elements, en energies per lo general d'entre 10 i 100 keV. El fluix de moviment d'estes partícules variarà segons la temperatura i el temps que duguen actives despuix de ser eyectadas i inclús poden escapar a la gravetat del Sol per la seua alta energia cinètica i l'alta temperatura de la corona solar.[4]

El vent solar crea l'heliosfera, una bombeta que rodeja el sistema solar en el mig interestelar. Atres fenomens són les tormentes geomagnètiques, que poden destruir rets d'energia en la Terra, les auroras polars (del nort i del sur), i el plasma de les coes dels cometas que sempre apunten en contra direcció al sol.


En el XIX l'astrònom britànic Richard C. Carrington, cent anys abans del descobriment del vent solar, va sugerir l'existència d'un fluix continu de partícules que fluïxen cap a l'exterior del Sol. En 1859 Richard C. Carrington i Richard Hodgson varen observar per primera volta un esclat repentí d'energia de l'atmòsfera solar, lo que més vesprada es coneixeria com llamarada solar.[5] Al sendemà es va observar una tormenta geomagnètica i Carrington va sospitar d'una conexió entre la llamarada solar i la tormenta electromagnètica. Després George Fitzgerald va sugerir que la matèria expulsada de forma accelerada des del Sol aplega a la Terra varis dies més vesprada.[6]

En 1910 l'astrofísic britànic Arthur Eddington essencialment va sugerir l'existència del vent solar, sense nomenar-ho aixina, en un artícul sobre el cometa Morehouse.[7] L'idea mai va quedar configurada per complet, encara que Eddington també havia fet una sugerència similar l'any anterior. En este últim cas va postular que el material expulsat consistia en electrons, mentres que en el seu estudi del cometa Morehouse suponia que serien ions.[7]

El verdader descobridor del vent solar va ser Eugene Parker que en 1958 va publicar la seua teoria de que la corona solar es movia en un fluix supersònic des del Sol al com va cridar vent solar.[8] Esta publicació va crear polèmica entre els que pensaven que Parker tenia raó i els que pensaven que estava equivocat. Es varen requerir quatre missions espacials russes i sèt nortamericans per a resoldre la controvèrsia. La prova definitiva es va obtindre en 1962 en les senyes de la sonda Mariner 2 en ruta cap a Venus.[9]

En 1990 es va llançar la sonda Ulysses per a estudiar el vent solar des d'altes latitut solars. Totes les observacions anteriors s'havien realisat en o prop del pla de l'eclíptica del sistema solar.[10][11]

Composició

La composició elemental del vent solar en el sistema solar és idèntica a la de la corona solar: un 73 % d'hidrogen i un 25 % d'heli, en algunes traces d'impurees. Les partícules es troben completament ionissades, formant un plasma molt poc dens. En les rodalies de la Terra la velocitat del vent solar varia entre 200 i 889 km/s, en un promig d'uns 450 km/s. El Sol pert aproximadament 800 kg de matèria per segon en forma de vent solar.[12][13][14][15]

Ya que el vent solar és plasma, estén en si el camp magnètic solar. A una distància de 160 millons de km la rotació solar agrana al vent solar en forma d'espiral, arrastrant les seues llínees de camp magnètic, pero més allà d'eixa distància el vent solar es dirigix cap a l'exterior sense major influència directa del Sol. Les explosions desusadament energètiques de vent solar causades per taques solars i atres fenomens atmosfèrics del Sol es denominen "tormentes solars" i poden sometre a les sondes espacials i els satèlits a fortes dosis de radiació. Les partícules de vent solar que són atrapades en el camp magnètic terrestre mostren tendència a agrupar-se en els cinturons de Van Allen i poden provocar les auroras boreales i les auroras australs quan choquen en l'atmòsfera terrestre prop dels pols geogràfics. Uns atres planetas que tenen camps magnètics similars als de la Terra també tenen les seues pròpies auroras.

Vore també

Referències

  1. ↑ «The three-dimensional solar wind around solar maximum».Geophysical Research Letters.30(10)
    1517.ISSN 1944-8007.doi:10.1029/2003GL017136.
  2. ↑ «NASA - Voyager 2 Proves Solar System Is Squashed».
  3. ↑ «El llegat de Eugene Parker». NASA Ciència. Consultat el 1 d'octubre de 2025.
  4. ↑ «The Heliospheric Magnetic Field».Living Reviews in Solar Physics.10(1)
    5.ISSN 2367-3648.doi:10.12942/lrsp-2013-5.
  5. ↑ Meyer-Vernet (2007). Basics of the Solar Winds, Cambridge University Press. ISBN 0-521-81420-0.
  6. ↑ «The 1859 space weather event revisited: limits of extreme activity».Journal of Space Weather and Space Climate.3ISSN 2115-7251.doi:10.1051/swsc/2013053.
  7. ↑ 7,0 7,1 «[1]».
  8. ↑ Parker, E.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. ↑ «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, 2ª revisada edició, Benjamin Cummings, p. 409. ISBN 0-201-54730-9.
  14. ↑ Schrijver, Carolus J. (2000). Solar and stellar magnetic activity, Cambridge University Press. ISBN 0-521-58286-5.
  15. ↑ Meyer-Vernet (2007). Basics of the Solar Wind, Cambridge University Press. ISBN 0-521-81420-0.

18. Alexander, P. (1993). A two-regió model of the solar wind with collisionless electron heat flux. Astrophysical Journal, 414(1), 372-380.

Bibliografia adicional

  • Fox, Karen C. (2012) "NASA Study Using Cluster Reveals New Insights Into Solar Wind" NASA. (anglés)
  • S.Cuperman and N. Metzler, Role of fluctuations in the interplanetary magnetic field on the heat conduction in the Solar Wind.J.Geophys. Res. 78 (16), 3167–3168, 1973. (anglés)
  • S. Cuperman and N. Metzler. Astrophys. J., 182 (3), 961–975, 1973. (anglés)
  • S. Cuperman and N. Metzler, Solution of 3-fluïu model equations with anomalous transport coefficients for thequiet Solar Wind. Astrophys.J., 196 (1) 205–219, 1975 (anglés)
  • S. Cuperman, N. Metzler and M. Spygelglass, Confirmation of known numerical solutions for the quiet Solar Wind equations. Astrophys. J., 198 (3), 755–759, 1975. (anglés)
  • S.Cuperman and N. Metzler, Relative magnitude of streaming velocities of alpha particles and protons at 1AU. Astrophys. and Space Sci. 45 (2) 411–417,1976. (anglés)
  • N. Metzler. A multi-fluïu model for stellar winds. Proceedings of the L.D.de Feiter Memorial Symposium on the Study of Traveling Interplanetary Phenomena. AFGL-TR-77-0309, Air Force Systems Command, USAF, 1978. (anglés)
  • N. Metzler and M. Dryer, A self-consistent solution of the three-fluïu model of the Solar Wind. Astrophys. J., 222 (2), 689–695, 1978. (anglés)
  • S. Cuperman and N. Metzler, Comments on Acceleration of Solar Wind He++3 effects of Resonant and nonresonant interactions with transverse waves. J. Geophys. Res. 84 (NA5), 2139–2140 (1979) (anglés)
  • N. Metzler, S. Cuperman, M. Dryer and P. Rosenau, A clave-dependent two-fluïu model with thermal conduction for Solar Wind. Astrophys. J., 231 (3) 960–976, 1979. (anglés)
  • Alexander, P. M.. "Una descripció magnetohidrodinámica de l'expansió de la corona solar" . (1992). Tesis Doctoral, Universitat de Buenos Aires. Facultat de Ciències Exactes i Naturals. https://bibliotecadigital.exactes.uba.ar/download/tesis/tesis_n2476_Alexander.pdf


Obtingut de «https://lenciclopedia.org/w/index.php?title=Vent_solar&oldid=1535374»