Discusión:Viento solar
Traducción[editar]
He traducido el artículo de la Wikipedia inglesa, pero no sé si eso se puede hacer :S -No se debería hacer, las fuentes deben estar en el idioma en que se escribieron-
Aquí está:
El viento solar es una corriente de partículas cargadas emitidas por la atmósfera superior del sol. Está compuesta principalmente de electrones y protones con energías de alrededor de 1 keV. El flujo de partículas varía en la temperatura y la velocidad con el paso del tiempo. Estas partículas son capaces de escapar de la gravedad del Sol, en parte debido a la alta temperatura de la corona, pero también por la alta energía cinética que las partículas obtienen a través de un proceso que no se entiende muy bien.
El viento solar crea la heliosfera, una vasta burbuja en el medio interestelar que rodea el sistema solar. Otros fenómenos son las tormentas geomagnéticas que pueden destruir redes de energía en la Tierra, las auroras, como las luces del norte, y la cola de plasma de los cometas que siempre apunta en dirección contraria al sol.
Historia
El concepto de corrientes de partículas que fluyen hacia el exterior del Sol, fue sugerida por el astrónomo aficionado británico Richard C. Carrington. En 1859, Carrington y Richard Hodgson, de forma independiente realizaron la primera observación de lo que más tarde sería llamado una erupción solar. Ésta es un repentino estallido de energía procedente de la atmósfera solar. Al día siguiente, una tormenta geomagnética se observó, y Carrington sospechaba que podía haber una conexión. George Fitzgerald sugirió más tarde que se estaba regularmente alejando del Sol y llegaba a la Tierra después de varios días.
Las ideas de Fitzgerald y los otros fueron desarrolladas por el físico noruego Kristian Birkeland. Sus estudios mostraron que la actividad auroral era casi ininterrumpida. Como estas pantallas y otras actividades geomagnéticas estaban siendo producidas por las partículas del Sol, llegó a la conclusión de que la Tierra estaba siendo continuamente bombardeada por "rayos de corpúsculos eléctricos emitidos por el Sol". En 1916, Birkeland fue probablemente la primera persona en predecir con éxito que "Desde un punto de vista físico, lo más probable es que los rayos solares no son exclusivamente negativos ni positivos, sino de los dos tipos". En otras palabras, el viento solar se compone de electrones negativos e iones positivos. Tres años después, en 1919, Frederick Lindemann también sugirió que las partículas de ambas polaridades, protones y electrones, proceden del Sol.
Alrededor de la década de 1930, los científicos determinaron que la temperatura de la corona solar debe ser de un millón de grados centígrados debido a la forma en que se destaca en el espacio (como se ve durante los eclipses totales). Más tarde el trabajo espectroscópico confirmó esta temperatura extraordinaria. A mediados de la década de 1950 el matemático británico Sydney Chapman calculó las propiedades de un gas a tal temperatura y determinó que era tan buen conductor de calor que debía extenderse por el espacio, más allá de la órbita de la Tierra. Además, en la década de 1950, un científico alemán llamado Ludwig Biermann se interesó por el hecho de que la cola de un cometa apuntaba siempre en dirección contraria al Sol, sin importar si éste se dirigía hacia el Sol o se alejaba de él.. Biermann postuló que esto sucede porque el Sol emite un flujo continuo de partículas que empuja la cola del cometa hacia atrás. Wilfried Schröder afirma en su libro, Who First Discovered the Solar Wind?, que el astrónomo alemán Paul Ahnert fue el primero que relacionó del viento solar con la dirección de la cola del cometa, sobre la base de las observaciones del cometa Whipple Fedke (1942g).
Eugene Parker notó que el calor que fluye desde el Sol en el modelo de Chapman y la cola del cometa que apunta lejos del Sol en la hipótesis de Biermann tenían que ser el resultado del mismo fenómeno, al que denominó "viento solar". Parker demostró que a pesar de que la corona solar es fuertemente atraída por la gravedad solar, es tan buena conductora del calor que aún es muy caliente a largas distancias. Como la gravedad se debilita a medida que aumenta la distancia al Sol, el exterior de la atmósfera se escapa de la corona a velocidades supersónicas hacia el espacio interestelar. Además, Parker fue la primera persona que observó que el efecto de debilitamiento de la gravedad tiene el mismo efecto sobre el flujo hidrodinámico que una tobera De Laval: incita a una transición a partir del flujo subsónico a supersónico.
La oposición a la hipótesis de Parker sobre el viento solar fue muy fuerte. El documento que presentó a la revista Astrophysical Journal en 1958 fue rechazado por dos revisores. Fue aprobado por el editor Subrahmanyan Chandrasekhar (que más tarde recibió el Premio Nobel de Física en 1983).
En enero de 1959, las primeras observaciones directas y mediciones de la fuerza del viento solar en la historia se realizaron gracias al satélite soviético Luna 1. Fueron detectadas por trampas de iones hemisféricas. El descubrimiento, realizado por Konstantin Gringauz, fue verificado por Luna 2, Luna 3 y por las medidas más distantes de Venera 1. Tres años más tarde otra medición fue realizada por estadounidenses (Neugebauer y colaboradores) con la nave espacial Mariner 2.
Sin embargo, la aceleración de la velocidad del viento todavía no se comprende y no puede ser explicada por la teoría de Parker. La primera simulación numérica del viento solar en la corona, incluyendo las líneas de campo cerrado y abierto fue realizada por Pneuman y Knopp, en 1971. Las ecuaciones magnetohidrodinámicas en estado estacionario se resolvieron de forma iterativa a partir de una configuración dipolar inicial.
A fines de 1990 el Espectrómetro Coronal Ultravioleta (Ultraviolet Coronal Spectrometer, UVCS) instrumento a bordo de la nave espacial SOHO, observó la región de la aceleración del viento solar rápido que emana de los polos del sol, y se encontró que el viento se acelera mucho más rápido, lo que puede ser explicado por la expansión de termodinámica solo. El modelo de Parker predecía que el viento debería hacer la transición a flujo supersónico a una altitud de alrededor de 4 radios solares desde la fotosfera, pero la transición (o "punto sónico") parece ser mucho menor, tal vez sólo de un radio solar desde la fotosfera , lo que sugiere que algún mecanismo adicional acelera el viento solar lejos del sol.
En 1990, la sonda Ulysses fue lanzada para estudiar el viento solar desde las altas latitudes solares. Todas las observaciones anteriores se habían realizado en o cerca del plano de la eclíptica del sistema solar.
Emisiones
Mientras que los primeros modelos del viento solar se utiliza la energía térmica para acelerar todo el material, por la década de 1960 estaba claro que la aceleración térmica por sí sola no puede explicar la alta velocidad de viento solar. Un mecanismo adicional de aceleración desconocida es necesario, y probablemente está relacionado con los campos magnéticos en la atmósfera solar.
La corona del Sol es una región de plasma cuya temperatura es de más de un millón de grados Celsius. Como resultado de las colisiones térmicas, las partículas dentro de la corona interior tienen un rango y distribución de velocidades descrita por una distribución de Maxwell. La velocidad media de estas partículas es de unos 145 km / s, que es muy inferior a la velocidad de escape solar de 618 km / s. Sin embargo, algunas de las partículas lograr energías suficientes para alcanzar la velocidad máxima de 400 km / s, lo que les permite alimentar el viento solar. A la misma temperatura, los electrones, debido a su masa mucho más pequeña, de obtener la velocidad de escape y crear un campo eléctrico que tiende a acelerar iones -átomos cargados- lejos del Sol.
El número total de partículas transportadas lejos del Sol por el viento solar es 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 6,7 millones de toneladas por hora. Esto es equivalente a la pérdida de una masa igual a la de la Tierra cada 150 millones de años. Sin embargo, sólo aproximadamente el 0,01% de la masa total del Sol se ha perdido con el viento solar. Otras estrellas tienen vientos estelares mucho más fuertes, que resultan en tasas de pérdida significativamente mayores en masa.
Componentes
El viento solar se divide en dos componentes, llamados, respectivamente, viento solar lento y viento solar rápido. El viento solar lento tiene una velocidad de cerca de 400 km / s, una temperatura de 1,4-1,6 × 10^5 K y una composición parecida a la 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 de la fotosfera del Sol. El viento solar lento es dos veces más denso y más variable en intensidad que el viento solar rápido. El viento lento también tiene una estructura más compleja, con regiones turbulentas y estructuras a gran escala.
El viento solar lento parece proceder de una región del cinturón ecuatorial del Sol que se conoce como "cinturón de la serpentina". Serpentinas coronales se extienden hacia el exterior de esta región, llevando plasma desde el interior a lo largo de bucles cerrados magnéticos. Observaciones del Sol entre 1996 y 2001 demostraron que las emisiones de viento solar lento se producían entre latitudes de 30-35 ° en todo el ecuador durante el mínimo solar (el período de actividad solar más baja), y luego se expandía hacia los polos cuando el mínimo se iba desvaneciendo. En el momento del máximo solar, en los polos también se emite un viento solar lento.
El viento solar rápido se cree que proviene de 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 especialmente frecuentes alrededor de los polos magnéticos del sol. La fuente de plasma son pequeños campos magnéticos creados por las células de convección en la atmósfera solar. Estos campos confinan el plasma y lo transportan por el cuello estrecho de los embudos de la corona, que se encuentran tan sólo a 20.000 kilómetros por encima de la fotosfera. El plasma se libera en el embudo cuando estas líneas de campo magnético se reconectan.
Eyección de masa coronal
Tanto el viento solar rápido como el lento pueden ser interrumpidos por grandes y veloces ráfagas de plasma, llamadas eyecciones de masa coronal interplanetarias, o ICMEs (Interplanetary Coronal Mass Ejections). Las ICMEs son la manifestación interplanetaria de las eyecciones de masa coronal, las cuales son causadas por la liberación de energía magnética en el sol. ICMEs a menudo son llamados "tormentas solares" o "tormentas espaciales" en los medios de comunicación populares. Son a veces asociadas, pero no siempre, con las erupciones solares, que son otra manifestación de liberación de energía magnética en el sol. La ICMEs causan ondas de choque en el delgado plasma de la heliosfera, lanzando ondas electromagnéticas y la aceleración de partículas (principalmente protones y electrones), para formar una lluvia de radiación ionizante que precede a la ICME.
Cuando un impacto ICME la magnetosfera de la Tierra, que temporalmente se deforma el campo magnético de la Tierra, el cambio de la dirección de la aguja de una brújula y la inducción de grandes corrientes eléctricas a tierra en la propia Tierra, lo que se llama una tormenta geomagnética y es un fenómeno mundial. ICME impactos pueden inducir la reconexión magnética en la cola magnética de la Tierra (el lado de la magnetosfera de la medianoche), lo que pone en marcha los protones y los electrones hacia abajo, hacia la atmósfera terrestre, donde se forma la aurora.
Las ICMEs no son el único fenómeno del clima espacial. Distintas partes en el Sol dan lugar a velocidades ligeramente diferentes y densidades de viento dependiendo de las condiciones locales. En aislamiento, cada una de estas corrientes de viento diferentes forman una espiral con un ángulo ligeramente diferente, con corrientes rápidas moviéndose más directamente y corrientes lentas moviéndose alrededor del Sol. Las corrientes más rápidas tienden a superar a las corrientes más lentas que se originan hacia el oeste de ellos en el Sol, la formación de turbulentas regiones de interacción co-rotantes que dan lugar a movimientos ondulatorios y partículas aceleradas, y esto afecta a la magnetosfera de la Tierra en la misma forma que (pero con menos energía que) las ICMEs.
Efectos sobre el Sistema Solar
Artículo principal: El clima espacial A lo largo de la vida del Sol, la tasa de rotación de la superficie ha disminuido considerablemente. Esta pérdida de rotación se cree que ha sido causada por la interacción de las capas de la superficie del Sol con el viento solar que escapa. Además, el viento se considera responsable de las colas de los cometas, junto con la radiación solar.
Magnetosferas
Artículo principal: Magnetosfera
Cuando el viento solar se acerca a un planeta que tiene un campo magnético bien desarrollado (como la Tierra, Júpiter y Saturno), las partículas son desviadas por la fuerza de Lorentz. Esta región, conocida como la magnetosfera, hace que las partículas viajen alrededor del planeta, en lugar de bombardear la atmósfera o la superficie. La magnetosfera tiene más o menos forma de hemisferio en el lado que da hacia el Sol, y se extiende en una larga estela en el lado opuesto. La frontera de esta región es llamada la magnetopausa, y algunas de las partículas son capaces de penetrar la magnetosfera a través de esta región por reconexión parcial de las líneas de campo magnético.
La Tierra misma está muy protegida del viento solar por su campo magnético, que desvía la mayor parte de las partículas cargadas. Sin embargo, algunas de las partículas cargadas son atrapadas en el cinturón de radiación de Van Allen. Un número más pequeño de partículas del viento solar consiguen viajar, en una línea de transmisión de energía electromagnética, a la atmósfera superior de la Tierra y la ionosfera en la zona auroral. El viento solar sólo es observable en la Tierra cuando es lo suficientemente fuerte como para producir fenómenos como la aurora y las tormentas geomagnéticas. Brillantes auroras calientan fuertemente la ionosfera, causando la expansión del plasma en la magnetosfera, aumentando el tamaño de la geosfera de plasma, y causando el escape de la materia atmosférica hacia el viento solar. Las tormentas geomagnéticas se producen cuando la presión del plasma contenido dentro de la magnetosfera es lo suficientemente grande para inflar, y por lo tanto distorsionar, el campo geomagnético.
El viento solar es el responsable de la forma general de la magnetosfera de la Tierra, y las fluctuaciones en su velocidad, densidad, dirección, y arrastrado afectan en gran medida el ambiente espacial local de la Tierra. Por ejemplo, los niveles de radiación ionizante y la interferencia de radio pueden variar en factor de cientos o miles, y la forma y la ubicación de la magnetopausa y la onda de choque de encima puede cambiar por varias radios de la Tierra, exponiendo directamente los satélites geoestacionarios al viento solar. Estos fenómenos son llamados en conjunto el clima espacial.
Atmósfera
El viento solar afecta a a los otros rayos cósmicos entrantes que interactúan con la atmósfera de los planetas. Por otra parte, los planetas con una magnetosfera débil o inexistente, están sujetos a la desaparición de la atmósfera por el viento solar.
Venus, el planeta más cercano a la Tierra, tiene una atmósfera 100 veces más densa que la nuestra. Las sondas espaciales modernas han descubierto una cola como la de un cometa que se remonta a la órbita de la Tierra.
Marte es mayor que Mercurio, y está cuatro veces más lejos del sol, y sin embargo, aquí se piensa que el viento solar le ha despojado de hasta un tercio de su atmósfera original, dejando una capa 1/100 de densa que la de la Tierra. Se cree que el mecanismo de esta reducción atmosférica es la captura del gas en burbujas de campo magnético, que son arrancadas por la acción de los vientos solares.
Superficies planetarias
Mercurio, el planeta más cercano al Sol, se lleva todo el peso del viento solar; su atmósfera es residual y transitoria, y su superficie está bañada por la radiación.
La Luna no tiene atmósfera ni campo magnético intrínseco, y en consecuencia, su superficie entera es bombardeada por el viento solar. Las misiones del Proyecto Apolo desplegaron colectores pasivos de aluminio en un intento por recoger una muestra de viento solar, y el suelo lunar recogido para el estudio confirmó que el regolito lunar es rico en núcleos de átomos depositados por el viento solar. Se ha especulado que estos elementos pueden llegar a ser recursos útiles para las colonias lunares del futuro.
Límites exteriores
Artículo principal: Heliosfera
El viento solar forma una "burbuja" en el medio interestelar (el hidrógeno enrarecido y el gas helio que impregna la galaxia). El punto en donde la intensidad 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 la "frontera" exterior del sistema solar. La distancia a la heliopausa no se conoce con precisión, y probablemente depende de la velocidad del viento solar y la densidad local del medio interestelar, pero se sabe que se encuentra mucho más allá de la órbita de Plutón. Los científicos esperan obtener una mejor perspectiva de la heliopausa a partir de los datos adquiridos a través de la misión Interstellar Boundary Explorer (IBEX) de la misión, lanzada en octubre de 2008.
--Error de inicio de sesión (discusión) 15:20 4 sep 2009 (UTC)