Partículas cargadas del viento solar. Datos interesantes sobre el viento solar (15 fotos). Viento solar: origen, características

El sol es la fuente de un flujo constante de partículas. Neutrinos, electrones, protones, partículas alfa y núcleos atómicos más pesados, todos juntos forman la radiación corpuscular del Sol. Una parte significativa de esta radiación es una salida más o menos continua de plasma, el llamado viento solar, que es una extensión de las capas exteriores de la atmósfera solar. corona solar. Cerca de la Tierra, su velocidad suele ser de 400 a 500 km/s. Una corriente de partículas cargadas es expulsada del Sol a través de agujeros coronales, regiones en la atmósfera del Sol con un campo magnético abierto al espacio interplanetario.

Las primeras mediciones del viento solar se realizaron en 1959 en el Luna-9 AMS. En 1962, Mariner 2, rumbo a Venus, hizo observaciones del viento solar y obtuvo los siguientes resultados: la velocidad del viento solar varió de 350 m/s a 800 m/s, la concentración promedio del viento solar fue de 5,4 iones por 1 cm3 , temperatura de iones 160.000 K. Fuerza de campo magnético promedio 6*10–5 oersted.

La estación espacial internacional SOHO descubrió mucha información nueva sobre el viento solar. Resultó que lleva elementos como níquel, hierro, silicio, azufre, calcio, cromo.

El sol gira con un periodo de 27 días. Las trayectorias de las partículas del viento solar que se mueven a lo largo de las líneas de inducción del campo magnético tienen una estructura en espiral debido a la rotación del Sol. Como resultado de la rotación del Sol, la forma geométrica del flujo del viento solar será una espiral de Arquímedes, que recuerda la forma de un chorro de agua de una manguera de jardín que gira alrededor de un eje.

En los días de tormentas solares, el viento solar aumenta considerablemente. Provoca auroras y tormentas magnéticas en la Tierra, y los astronautas no deberían viajar al espacio exterior en este momento.

Bajo la influencia del viento solar, las colas de los cometas siempre se alejan del Sol. La nave espacial Voyager detectó el viento solar incluso más allá de la órbita de Plutón. De hecho, vivimos en una heliosfera gigante formada por el viento solar, aunque protegida de él por el campo magnético terrestre.

El sol es una poderosa fuente de emisión de radio. Las ondas de radio centimétricas emitidas por la cromosfera y las ondas más largas emitidas por la corona penetran en el espacio interplanetario.

Si en los rayos visibles el Sol irradia de manera relativamente estable (los cambios ocurren en fracciones de un porcentaje), entonces, en el rango de radio, la radiación puede cambiar cientos e incluso miles de veces. La emisión de radio del Sol tiene dos componentes: constante y variable. La componente constante caracteriza la emisión de radio del Sol quieto. La corona solar irradia ondas de radio como un cuerpo absolutamente negro con una temperatura de T = 106 K. El componente variable de la emisión de radio del Sol se manifiesta en forma de ráfagas, tormentas de ruido. Las tormentas de ruido duran desde varias horas hasta varios días. Diez minutos después de una fuerte llamarada solar, la emisión de radio del Sol aumenta miles e incluso millones de veces en comparación con la emisión de radio del Sol en calma y dura de varios minutos a varias horas. Esta emisión de radio tiene una naturaleza no térmica.

Imagina que escuchaste las palabras del locutor en el pronóstico del tiempo: “Mañana el viento se levantará con fuerza. En este sentido, son posibles las interrupciones en el funcionamiento de la radio, las comunicaciones móviles e Internet. Misión espacial estadounidense retrasada. Se esperan intensas auroras en el norte de Rusia…”.

Te sorprenderás: que tontería, ¿qué tiene que ver el viento con eso? Pero el caso es que te perdiste el comienzo del pronóstico: “Anoche hubo una llamarada solar. Una poderosa corriente de viento solar se está moviendo hacia la Tierra…”.

El viento ordinario es el movimiento de partículas de aire (moléculas de oxígeno, nitrógeno y otros gases). Una corriente de partículas también se precipita desde el Sol. Se llama viento solar. Si no profundiza en cientos de fórmulas engorrosas, cálculos y disputas científicas acaloradas, entonces, en general, la imagen aparece de la siguiente manera.

Las reacciones termonucleares están ocurriendo dentro de nuestra luminaria, calentando esta enorme bola de gases. La temperatura de la capa exterior - la corona solar alcanza un millón de grados. Esto hace que los átomos se muevan a tal velocidad que cuando chocan, se hacen añicos entre sí. Se sabe que un gas calentado tiende a expandirse y ocupar un volumen mayor. Algo similar está pasando aquí. Partículas de hidrógeno, helio, silicio, azufre, hierro y otras sustancias se dispersan en todas direcciones.

Están ganando cada vez más velocidad y en unos seis días llegan a las fronteras cercanas a la Tierra. Incluso si el sol estuviera en calma, la velocidad del viento solar alcanza aquí hasta 450 kilómetros por segundo. Bueno, cuando la llamarada solar hace erupción una enorme burbuja ardiente de partículas, ¡su velocidad puede alcanzar los 1200 kilómetros por segundo! Y no puede llamarlo una "brisa" refrescante: alrededor de 200 mil grados.

¿Puede una persona sentir el viento solar?

De hecho, dado que el flujo de partículas calientes se precipita constantemente, ¿por qué no sentimos cómo nos "sopla"? Supongamos que las partículas son tan pequeñas que la piel no siente su tacto. Pero tampoco son advertidos por los dispositivos terrestres. ¿Por qué?

Porque la Tierra está protegida de los vórtices solares por su campo magnético. El flujo de partículas fluye a su alrededor, por así decirlo, y se precipita más. Solo en los días en que las emisiones solares son particularmente fuertes, nuestro escudo magnético tiene dificultades. Un huracán solar lo atraviesa y estalla en la atmósfera superior. Las partículas alienígenas causan. El campo magnético está muy deformado, los meteorólogos hablan de "tormentas magnéticas".

Debido a ellos, los satélites espaciales se salen de control. Los aviones desaparecen de las pantallas de radar. Las ondas de radio se interfieren y las comunicaciones se interrumpen. En esos días, las antenas parabólicas se apagan, los vuelos se cancelan y se interrumpe la "comunicación" con las naves espaciales. En redes eléctricas, rieles de ferrocarril, tuberías, nace de repente una corriente eléctrica. A partir de esto, los semáforos se encienden solos, las tuberías de gas se oxidan y los aparatos eléctricos desconectados se queman. Además, miles de personas sienten malestar e incomodidad.

Los efectos cósmicos del viento solar se pueden detectar no solo durante las erupciones en el Sol: es, aunque más débil, pero sopla constantemente.

Durante mucho tiempo se ha observado que la cola de un cometa crece a medida que se acerca al Sol. Hace que los gases congelados que forman el núcleo del cometa se evaporen. Y el viento solar transporta estos gases en forma de penacho, siempre dirigidos en dirección opuesta al Sol. Entonces el viento terrestre desvía el humo de la chimenea y le da una forma u otra.

Durante los años de mayor actividad, la exposición de la Tierra a los rayos cósmicos galácticos cae bruscamente. El viento solar está ganando tal fuerza que simplemente los arrastra hacia las afueras del sistema planetario.

Hay planetas en los que el campo magnético es muy débil, si no completamente ausente (por ejemplo, en Marte). Aquí nada impide que el viento solar deambule. Los científicos creen que fue él quien, durante cientos de millones de años, casi "expulsó" su atmósfera de Marte. Debido a esto, el planeta naranja perdió sudor y agua y, posiblemente, organismos vivos.

¿Dónde amaina el viento solar?

Nadie sabe la respuesta exacta todavía. Las partículas vuelan hacia las inmediaciones de la Tierra y aumentan su velocidad. Luego va cayendo poco a poco, pero parece que el viento llega hasta los rincones más lejanos. sistema solar. En algún lugar allí se debilita y es desacelerado por la materia interestelar enrarecida.

Hasta el momento, los astrónomos no pueden decir exactamente hasta qué punto sucede esto. Para responder, necesitas atrapar partículas, volando más y más lejos del Sol, hasta que dejen de cruzarse. Por cierto, el límite donde sucederá esto puede considerarse el límite del sistema solar.

Las trampas para el viento solar están equipadas con naves espaciales que se lanzan periódicamente desde nuestro planeta. En 2016, las corrientes de viento solar fueron capturadas en video. ¿Quién sabe si no se convertirá en el mismo "personaje" familiar de los informes meteorológicos que nuestro viejo amigo, el viento de la tierra?

viento soleado

atmósfera - la corona solar. Cerca de la Tierra, su velocidad suele ser de 400 a 500 km/s. Una corriente de partículas cargadas es expulsada del Sol a través de agujeros coronales, regiones en la atmósfera del Sol con un campo magnético abierto al espacio interplanetario. El sol gira con un periodo de 27 días. Las trayectorias de las partículas del viento solar que se mueven a lo largo de las líneas de inducción del campo magnético tienen una estructura en espiral debido a la rotación del Sol. Como resultado de la rotación del Sol, la forma geométrica del flujo de viento solar será una espiral de Arquímedes. En los días de tormentas solares, el viento solar aumenta considerablemente. Provoca auroras y tormentas magnéticas en la Tierra, y los astronautas no deberían viajar al espacio exterior en este momento. Bajo la influencia del viento solar, las colas de los cometas siempre se alejan del Sol. El sol es una poderosa fuente de emisión de radio. Las ondas de radio centimétricas emitidas por la cromosfera y las ondas más largas emitidas por la corona penetran en el espacio interplanetario.

Planeta Mercurio

Mercurio es el planeta más cercano al Sol y tarda solo 88 días en completar toda su órbita alrededor del Sol. Mercurio es el más pequeño de todos los planetas, aparte de Plutón. La superficie de este pequeño mundo está lo suficientemente caliente como para derretir estaño y plomo. Apenas hay atmósfera allí, y el suelo sólido está cubierto de cráteres.

Peso: 3,3*1023 kg. (0,055 masas terrestres);
Diámetro del ecuador: 4870 kilometros (0,38 el diámetro del ecuador terrestre);
Densidad: 5,43 g/cm3
Temperatura de la superficie: máxima 480°C, mínima -180°C
58.65 días terrestres
0,387 AU, es decir, 58 millones de km
88 dias terrestres
Período de revolución alrededor de su propio eje (día): 176 días terrestres
Inclinación orbital a la eclíptica: 7°
Excentricidad orbital: 0,206
47,9 km/s
3,72 m/s2

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La estructura del planeta Mercurio

Con base en el análisis de fotografías de Mercurio, los geólogos estadounidenses P. Schultz y D. Gault propusieron el siguiente esquema para la evolución de su superficie. Después de completar el proceso de acumulación y la formación del planeta, su superficie era lisa. Luego vino el proceso de intenso bombardeo del planeta por parte de los remanentes del enjambre planetario, durante el cual se formaron piscinas del tipo Caloris, así como cráteres del tipo Copérnico en la Luna. El siguiente período se caracterizó por un intenso vulcanismo y la liberación de un flujo de lava que llenó grandes cuencas. Este período terminó hace unos 3 mil millones de años. Mercurio tiene un campo magnético débil, es el 0,7% del campo magnético terrestre. El campo magnético del planeta tiene una estructura más compleja que la de la tierra. Además del campo dipolar (bipolar), también contiene campos de cuatro y ocho polos. Desde el lado del Sol, la magnetosfera de Mercurio está fuertemente comprimida por el viento solar. La alta densidad y la presencia de un campo magnético indican que Mercurio debe tener un núcleo metálico denso. La densidad en el centro de Mercurio debería alcanzar los 9,8 g/cm3, el radio del núcleo es de 1800 km (75% del radio del planeta). El núcleo representa el 80% de la masa de Mercurio. A pesar de la lenta rotación del planeta, su campo magnético es excitado por el mismo mecanismo de dínamo que el campo magnético de la Tierra. Este mecanismo se reduce a la formación de corrientes eléctricas anulares en el núcleo del planeta durante su rotación, que generan un campo magnético. Por encima del núcleo masivo hay una capa de silicato de 600 km de espesor. La densidad de las rocas superficiales es de unos 3,3 g/cm3. Los datos sobre la atmósfera de Mercurio indican solo su fuerte rarefacción. La presión en la superficie del planeta es 500 mil millones de veces menor que en la superficie de la Tierra.Mercurio se encuentra muy cerca del Sol y captura el viento solar con su gravedad. Un átomo de helio capturado por Mercurio permanece en la atmósfera una media de 200 días. Además de helio, se registró la presencia de hidrógeno en Mercurio, además, al rojo vivo, como un horno, rocas duras emiten varios átomos, incluidos los átomos de metales alcalinos, que se registran en el espectro de la atmósfera. Se sospecha la presencia de dióxido de carbono y monóxido de carbono.

Superficie del planeta Mercurio

La superficie de Mercurio estaba salpicada de una cuadrícula de cráteres de varios tamaños. Su distribución de tamaño era similar a la de la luna. La mayoría de los cráteres se formaron como resultado de la caída de meteoritos. En la superficie del planeta se descubrieron suaves llanuras redondeadas, que recibieron el nombre de cuencas por su parecido con los "mares" lunares. La aparición de los valles se explica por una intensa actividad volcánica, que coincidió en el tiempo con la formación de la superficie del planeta. Hay montañas en Mercurio, la altura de los más altos alcanza los 2–4 km. En varias regiones del planeta, los valles y las llanuras sin cráteres son visibles en la superficie. En Mercurio, también hay un detalle inusual del relieve: la escarpa. Esta es una protuberancia de 2 a 3 km de altura que separa dos áreas de superficie. Los escarpes se formaron como cambios durante la contracción temprana del planeta. Las regiones polares de Mercurio pueden tener hielo de agua. Las regiones internas de los cráteres allí ubicados nunca son iluminadas por el Sol, y la temperatura allí puede rondar los -210 °C. El albedo de Mercurio es extremadamente bajo, alrededor de 0,11. La temperatura superficial máxima de Mercurio es de +410°С. Las diferencias de temperatura debidas al cambio de estaciones provocado por el alargamiento de la órbita alcanzan los 100°C en el lado diurno. la temperatura promedio del hemisferio ranan durante la noche es de –162°C (111 K). Por otro lado, la temperatura del punto subsolar a la distancia media de Mercurio del Sol es de +347°C. La superficie de este pequeño mundo está lo suficientemente caliente como para derretir plomo o estaño.

planeta venus

El segundo planeta más grande desde el Sol en el sistema solar. Uno de los planetas terrestres, de naturaleza similar a la Tierra, pero de menor tamaño. Al igual que la Tierra, está rodeada por una atmósfera bastante densa. Venus se acerca más a la Tierra que cualquier otro planeta y es el objeto celeste más brillante (a excepción del Sol y la Luna). La luz de Venus es tan brillante que si no hay ni el Sol ni la Luna en el cielo, hace que los objetos proyecten sombras. Ubicado más cerca del Sol que nuestro planeta, Venus recibe de él más del doble de luz y calor que la Tierra. Sin embargo, en el lado de la sombra, Venus está dominado por una helada de más de 20 grados bajo cero, ya que aquí no llegan. rayos de sol durante mucho tiempo. La superficie de Venus está constantemente cubierta por densas capas de nubes, por lo que las características de la superficie son casi invisibles en luz visible.

Peso: 4,87*1024 kg. (0,815 masas terrestres);
Diámetro del ecuador: 12102 kilometros (0,949 el diámetro del ecuador terrestre);
Densidad: 5,25g/cm3
Temperatura de la superficie: máximo 480°C
Período de rotación relativo a las estrellas: 243 días terrestres
Distancia al Sol (promedio): 0,723 a.e., es decir, 108 millones de km
Período orbital (año): 224,7 días terrestres
El período de revolución alrededor de su propio eje (no es igual a días, un día en Venus son 116,8 días terrestres): 243.02 días terrestres
Inclinación orbital a la eclíptica: 3,39°
Excentricidad orbital: 0,0068
Velocidad orbital media: 35 km/s
Aceleración de la gravedad: 8,87 m/s2

Cada vez más personas están llamando la atención datos interesantes sobre el viento solar. ¿Qué es este fenómeno? A fines de la década de 1940, los astrofísicos expertos llegaron a la conclusión de que el sol estaba recolectando materia gaseosa del espacio interestelar. Por ello, se planteó una teoría sobre la existencia de un viento dirigido hacia el sol. Después de un tiempo, los científicos incluso lograron confirmar la existencia del viento solar, pero con una ligera corrección: el viento proviene del Sol en diferentes direcciones. Considere algunos datos interesantes sobre este fenómeno:

En primer lugar, debe saber que la definición de "viento solar" describe un fenómeno astrofísico, no meteorológico. Este proceso es una emisión continua de plasma en el espacio circundante. A través de este viento, el Sol, por así decirlo, elimina el exceso de energía contenido en él.
De hecho, en lugar de acumular sustancias del espacio exterior circundante, el Sol arroja la sustancia contenida en él en diferentes direcciones en un volumen igual a un millón de toneladas por período correspondiente a una rotación de la Tierra alrededor de su eje.
La velocidad de las partículas que se alejan del Sol aumenta constantemente, ya que son empujadas por una sustancia similar, cuya temperatura es mucho más alta. Además, la fuerza de atracción del Sol deja de actuar gradualmente sobre las partículas de plasma, que son elementos constitutivos de los flujos.
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Aproximadamente a una distancia de 20.000 km de la superficie, la velocidad de las partículas de plasma puede corresponder a decenas de miles de metros por segundo. Después de recorrer una distancia correspondiente a varios diámetros del sol, la velocidad de las partículas de plasma se vuelve mil veces mayor. Cerca de nuestro planeta, esta velocidad se vuelve cientos de veces mayor y su densidad se vuelve mucho más baja que la de la atmósfera.
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La composición de las corrientes incluye principalmente protones y electrones, pero además contiene núcleos de helio y otros elementos.
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La temperatura de las partículas de plasma al comienzo de los flujos de viento solar corresponde a aproximadamente dos millones de grados Kelvin. En el transcurso de la distancia, la temperatura sube primero a 20 millones de grados y solo después de eso comienza a disminuir. Cuando los flujos de viento llegan a nuestro planeta, las partículas de plasma se enfrían hasta unos 10.000 grados.
Cuando se producen erupciones en el Sol, la temperatura del plasma cerca de la Tierra corresponde a 100 mil grados.
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El campo magnético de nuestro planeta nos protege bien de esta radiación.. Las corrientes de vientos solares literalmente fluyen alrededor de la atmósfera terrestre y se extienden más hacia el espacio circundante, reduciendo gradualmente su densidad.
De vez en cuando, la intensidad de las corrientes de partículas de plasma que pasan es tan alta que la atmósfera de nuestro planeta apenas puede reflejar su impacto. Naturalmente, las corrientes de viento solar retroceden, pero solo después de un tiempo.
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Cuando poderosas corrientes de vientos solares entran en interacción intensa con el campo magnético de nuestro planeta, podemos observar auroras en las regiones de los polos, así como fijar la formación de tormentas magnéticas.
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La naturaleza de la distribución de los vientos solares no puede llamarse homogénea.. La velocidad de distribución puede alcanzar su máximo cuando el viento pasa sobre los llamados agujeros de corona. El flujo más lento de arroyos se puede fijar por encima de las serpentinas. Las corrientes con diferentes velocidades de flujo se cruzan entre sí y con nuestro planeta.
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Hemos aprendido a obtener la mayor cantidad de información sobre el viento solar gracias a naves espaciales especialmente diseñadas. La lista de tales dispositivos tecnológicos incluye el notorio satélite Ulises, gracias al cual nuestro conocimiento del viento solar ha cambiado significativamente. Composición química y se ha estudiado la velocidad de los flujos de plasma, gracias a tan maravilloso aparato. Adicionalmente, con la ayuda de un satélite, fue posible determinar el nivel del campo magnético de nuestro planeta.
Otro satélite ACE se puso en órbita en 1997 cerca del punto L1 de Lagrange.. Es en este lugar donde la gravedad solar y terrestre están en equilibrio. A bordo de esta máquina hay dispositivos que monitorean continuamente el flujo de vientos solares para que las personas puedan explorar información sobre partículas de plasma dirigidas en tiempo real, limitadas al territorio del sector L1.
Recientemente, el viento solar provocó una tormenta geomagnética en la Tierra. Flujos intensos emergieron de la apertura coronaria en la atmósfera solar. Dichos agujeros pueden formarse en la luminaria incluso en aquellos casos en los que hay una ausencia total de zonas activas.
Hoy, el Sol tiene un agujero coronal.. Flujos de partículas de plasma con una alta densidad de distribución llegaron al planeta a mediados de junio, lo que provocó el desarrollo de tormentas geomagnéticas.

Hay una corriente constante de partículas expulsadas de la atmósfera superior del sol. Vemos evidencia del viento solar a nuestro alrededor. Las poderosas tormentas geomagnéticas pueden dañar los satélites y los sistemas eléctricos de la Tierra y causar hermosas auroras. Quizás la mejor evidencia de ello son las largas colas de los cometas cuando pasan cerca del sol.

Las partículas de polvo de los cometas son desviadas por el viento y alejadas del Sol, razón por la cual las colas de los cometas siempre apuntan en dirección contraria a nuestro sol.

Viento solar: origen, características

Proviene de las capas superiores de la atmósfera del Sol, llamadas corona. En esta región, la temperatura supera el millón de Kelvin y las partículas tienen una carga de energía de más de 1 keV. En realidad, hay dos tipos de viento solar: lento y rápido. Esta diferencia se puede ver en los cometas. Si miras de cerca la imagen de un cometa, verás que a menudo tienen dos colas. Uno es recto y el otro es más curvo.

Velocidad del viento solar en línea cerca de la Tierra, datos de los últimos 3 días

Viento solar rápido

Viaja a 750 km/s y los astrónomos creen que se origina en los agujeros coronales, regiones donde las líneas del campo magnético perforan la superficie del Sol.

viento solar lento

Tiene una velocidad de unos 400 km/s y proviene de cinturón ecuatorial nuestra estrella La radiación llega a la Tierra, dependiendo de la velocidad, desde varias horas hasta 2-3 días.

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