[phpBB Debug] PHP Warning: in file [ROOT]/ext/kinerity/bestanswer/event/main_listener.php on line 514: Undefined array key "poster_answers" Viento solar de alta velocidad - Foro de Wikipedia
'''Viento solar de alta velocidad''' es el componente rápido del viento solar (Viento solar) caracterizado en 1 unidad astronómica (AU) por velocidades totales comúnmente entre aproximadamente 600 y 800 km/s y por una densidad relativamente baja y una alta Alfvénicidad (Onda Alfvén) en comparación con el viento lento. Se origina principalmente en agujeros coronales (Agujero coronal), regiones de campo magnético abierto en la corona solar (Corona solar).
El físico solar estadounidense Steven R. Cranmer describe los agujeros coronales como "las regiones más oscuras y menos activas del Sol" que están "asociadas con campos magnéticos abiertos en rápida expansión y la aceleración del viento solar de alta velocidad". A pesar de décadas de estudio, los mecanismos precisos que alimentan el viento solar desde estas regiones siguen sin estar claros. Como señala Cranmer, "todavía se desconoce en qué medida el viento solar se alimenta de tubos de flujo que permanecen abiertos (y son energizados por fluctuaciones ondulatorias impulsadas por puntos de pie), y en qué medida gran parte de la masa y la energía ingresan de manera intermitente desde circuitos cerrados a las regiones de campo abierto".
Cuando las corrientes rápidas pasan por la Tierra, comúnmente se las denomina corrientes de alta velocidad. Su interacción con el viento solar más lento anterior crea regiones de interacción de corrientes (Región de interacción corotativa) y regiones de interacción corotativas, que pueden desencadenar actividad geomagnética recurrente (Tormenta geomagnética).
== Historia ==
La base teórica para el viento solar de alta velocidad fue establecida por Eugene Parker, quien predijo una salida supersónica de la corona solar caliente y demostró que los campos magnéticos (Campo magnético) serían llevados hacia afuera con el plasma en expansión. nombre="Alfven1942" />
A estos avances teóricos siguieron hitos observacionales clave. Los pases polares por la nave espacial Ulises (Ulysses (nave espacial)) establecieron que el viento rápido domina en altas latitudes durante el mínimo solar (Mínimo solar), revelando la estructura global de las corrientes de alta velocidad. Más recientemente, Parker Solar Probe ha proporcionado observaciones de primer plano sin precedentes de la física de la fuente cerca del Sol, midiendo directamente las curvas magnéticas y las microcorrientes que caracterizan al viento rápido joven.
La caracterización del viento de alta velocidad ha avanzado a través de un conjunto completo de misiones espaciales y técnicas de observación. Las mediciones in situ desde naves espaciales que incluyen Helios (nave espacial)|Helios, Ulysses (nave espacial)|Ulysses, Wind (nave espacial)|WIND, ACE (Explorador de composición avanzada), Solar Orbiter y Parker Solar Probe han proporcionado diagnósticos detallados de plasma, campo magnético y composición que abarcan distancias desde 0,3 AU hasta altas heliolatitudes. Complementando estas mediciones directas, las observaciones de sensores remotos de los agujeros coronales utilizando técnicas de centelleo interplanetario (ultravioleta extremo) (ultravioleta extremo) y rayos X, espectroscopia de atenuación Doppler (efecto Doppler) y centelleo interplanetario (centelleo interplanetario) han ayudado a limitar las regiones de origen y los perfiles de aceleración del viento rápido. nombre="Horbury2018" />
== Definición ==
Los estudios de física espacial suelen separar los intervalos del viento solar según su velocidad en rápido, lento o de transición. Muchos estudios de observación definen el viento rápido como intervalos con una velocidad promedio mayor de protón (protón) mayor que aproximadamente 600 km/s, viento lento como menos de aproximadamente 400 km/s y valores intermedios como flujo mixto o de transición. Turbulencia magnetohidrodinámica|propiedades de la turbulencia.
El viento de alta velocidad emerge a lo largo de un flujo magnético abierto que atraviesa los agujeros coronales. Los físicos espaciales italianos Roberto Bruno y Vincenzo Carbone observaron que el viento rápido es "menos denso pero más caliente" que el viento lento, lo que refleja la termodinámica distinta de las regiones de campo abierto. Los resultados de la sonda solar Parker de la NASA indican que las parcelas de viento rápido se originan en lo profundo de los agujeros coronales, donde la reconexión de intercambio entre campos abiertos y cerrados crea una estructura de microcorriente y cambios magnéticos asociados. name="Bale2023" /> Estos hallazgos se basan en estudios anteriores de agujeros coronales que vincularon el viento rápido con tubos de flujo abiertos y documentaron su conexión con grandes agujeros polares durante el mínimo solar.
A 1 AU, las velocidades típicas de los vientos rápidos se agrupan cerca de 700 km/s, con densidades de número de protones más bajas que en vientos lentos y temperaturas de protones más altas. Las fluctuaciones son fuertemente alfvénicas, con variaciones de velocidad y campo magnético estrechamente correlacionadas y con grandes rotaciones direccionales. Cerca del Sol, Parker Solar Probe ha observado inversiones ubicuas y de corta duración del campo magnético conocidas como curvas y "picos de velocidad alfvénicos", que son características del viento joven y rápido de Alfvénic.
La composición y los estados de carga del viento solar también distinguen las corrientes de alta velocidad. El viento del agujero coronal exhibe abundancias elementales fotosféricas cerca de la fotosfera con un bajo grado de fraccionamiento del primer potencial de ionización (Primer potencial de ionización) en comparación con el viento lento, consistente con la liberación de plasma a lo largo de líneas de campo abiertas. Las relaciones de estado de carga como O^{7+}/O^{6+} son típicamente más bajas que en el viento lento, lo que refleja temperaturas más frías de congelación coronal en la fuente regiones. Las características ion-cinéticas son prominentes: las partículas alfa a menudo se desplazan en relación con los protones a lo largo del campo magnético, y la magnitud de la deriva alfa-protón está regulada por la alfvénicidad del viento, especialmente en corrientes rápidas.
Se proponen dos clases amplias de mecanismos para acelerar el viento de alta velocidad en flujo abierto. Los modelos impulsados por ondas o turbulencias depositan energía de las fluctuaciones alfvénicas en el flujo de salida, mientras que los escenarios impulsados por reconexión alimentan masa y momento en líneas de campo abiertas a través de reconexión de intercambio a alturas coronales bajas. Cranmer revisa la evidencia del calentamiento por ondas-turbulencia en los agujeros coronales y la conecta con vientos rápidos que emergen a lo largo de "campos magnéticos abiertos en rápida expansión". El físico espacial estadounidense Stuart D. Bale y sus colaboradores informaron sobre observaciones de la sonda solar Parker que respaldan una reconexión de intercambio casi continua que opera dentro de los agujeros coronales, argumentando que la fuente está "en lo profundo de los agujeros coronales". Parker Solar Probe también ha cruzado por debajo de la superficie crítica de Alfvén, lo que establece limitaciones sobre dónde el flujo se vuelve súper-alfvénico y cómo las olas se acoplan con el viento.
== Ciclo solar ==
El viento solar de alta velocidad exhibe patrones distintos que varían con el ciclo magnético solar (Ciclo solar). Durante el mínimo solar (Mínimo solar), las observaciones de la nave espacial Ulises (Ulysses (nave espacial)) revelaron que el viento rápido domina las regiones polares de alta latitud, formando corrientes casi uniformes que llenan los casquetes polares. Por el contrario, el viento lento permanece confinado a un estrecho cinturón ecuatorial. En Máximo solar|Máximo solar, esta clara separación latitudinal se rompe y las corrientes rápidas pueden originarse a partir de agujeros coronales en latitudes medias o cerca del ecuador. Cuando los agujeros coronales ecuatoriales o sus extensiones apuntan hacia la Tierra, generan corrientes de alta velocidad que crean patrones recurrentes de 27 días correspondientes al período de rotación del Sol.
Cuando una corriente que se mueve rápidamente encuentra un viento solar más lento delante de ella, la interacción crea una región de compresión. A la distancia de la Tierra desde el Sol (1 AU), esta estructura se llama región de interacción de corriente (Región de interacción corotativa). Cuando este patrón persiste durante múltiples rotaciones solares, se convierte en una región de interacción corotativa (CIR). Estas regiones comprimidas exhiben una intensidad de campo magnético y una densidad de plasma mejoradas, y pueden convertirse en ondas de choque (Onda de choque) a medida que se propagan más lejos del Sol. La corriente de alta velocidad que sigue se caracteriza por una velocidad y temperatura elevadas, pero una densidad decreciente, una secuencia bien documentada observada en mediciones de naves espaciales y utilizada en el pronóstico del clima espacial.
Las corrientes de alta velocidad y sus CIR asociados son particularmente eficaces para provocar perturbaciones geomagnéticas prolongadas. Según los pronosticadores del clima espacial de la NOAA, mientras que las tormentas geomagnéticas impulsadas por CIR son típicamente menos intensas que aquellas causadas por eyecciones de masa coronal (Eyección de masa coronal), pueden sostener la entrada de energía a la magnetosfera (Magnetosfera de la Tierra) "durante un intervalo más largo". También aumentan con frecuencia las poblaciones de electrones en los cinturones de radiación de Van Allen (cinturón de radiación exterior de Van Allen) a través de interacciones onda-partícula que ocurren durante períodos prolongados de alta velocidad del viento solar.
== Ver también ==
* Viento solar
* Agujero coronal
* Sonda solar Parker
* Orbitador solar
* Región de interacción corotativa
* Clima espacial
'''Viento solar de alta velocidad''' es el componente rápido del viento solar (Viento solar) caracterizado en 1 unidad astronómica (AU) por velocidades totales comúnmente entre aproximadamente 600 y 800 km/s y por una densidad relativamente baja y una alta Alfvénicidad (Onda Alfvén) en comparación con el viento lento. Se origina principalmente en agujeros coronales (Agujero coronal), regiones de campo magnético abierto en la corona solar (Corona solar).
El físico solar estadounidense Steven R. Cranmer describe los agujeros coronales como "las regiones más oscuras y menos activas del Sol" que están "asociadas con campos magnéticos abiertos en rápida expansión y la aceleración del viento solar de alta velocidad". A pesar de décadas de estudio, los mecanismos precisos que alimentan el viento solar desde estas regiones siguen sin estar claros. Como señala Cranmer, "todavía se desconoce en qué medida el viento solar se alimenta de tubos de flujo que permanecen abiertos (y son energizados por fluctuaciones ondulatorias impulsadas por puntos de pie), y en qué medida gran parte de la masa y la energía ingresan de manera intermitente desde circuitos cerrados a las regiones de campo abierto".
Cuando las corrientes rápidas pasan por la Tierra, comúnmente se las denomina corrientes de alta velocidad. Su interacción con el viento solar más lento anterior crea regiones de interacción de corrientes (Región de interacción corotativa) y regiones de interacción corotativas, que pueden desencadenar actividad geomagnética recurrente (Tormenta geomagnética).
== Historia == La base teórica para el viento solar de alta velocidad fue establecida por Eugene Parker, quien predijo una salida supersónica de la corona solar caliente y demostró que los campos magnéticos (Campo magnético) serían llevados hacia afuera con el plasma en expansión. nombre="Alfven1942" />
A estos avances teóricos siguieron hitos observacionales clave. Los pases polares por la nave espacial Ulises (Ulysses (nave espacial)) establecieron que el viento rápido domina en altas latitudes durante el mínimo solar (Mínimo solar), revelando la estructura global de las corrientes de alta velocidad. Más recientemente, Parker Solar Probe ha proporcionado observaciones de primer plano sin precedentes de la física de la fuente cerca del Sol, midiendo directamente las curvas magnéticas y las microcorrientes que caracterizan al viento rápido joven.
La caracterización del viento de alta velocidad ha avanzado a través de un conjunto completo de misiones espaciales y técnicas de observación. Las mediciones in situ desde naves espaciales que incluyen Helios (nave espacial)|Helios, Ulysses (nave espacial)|Ulysses, Wind (nave espacial)|WIND, ACE (Explorador de composición avanzada), Solar Orbiter y Parker Solar Probe han proporcionado diagnósticos detallados de plasma, campo magnético y composición que abarcan distancias desde 0,3 AU hasta altas heliolatitudes. Complementando estas mediciones directas, las observaciones de sensores remotos de los agujeros coronales utilizando técnicas de centelleo interplanetario (ultravioleta extremo) (ultravioleta extremo) y rayos X, espectroscopia de atenuación Doppler (efecto Doppler) y centelleo interplanetario (centelleo interplanetario) han ayudado a limitar las regiones de origen y los perfiles de aceleración del viento rápido. nombre="Horbury2018" />
== Definición == Los estudios de física espacial suelen separar los intervalos del viento solar según su velocidad en rápido, lento o de transición. Muchos estudios de observación definen el viento rápido como intervalos con una velocidad promedio mayor de protón (protón) mayor que aproximadamente 600 km/s, viento lento como menos de aproximadamente 400 km/s y valores intermedios como flujo mixto o de transición. Turbulencia magnetohidrodinámica|propiedades de la turbulencia.
El viento de alta velocidad emerge [url=viewtopic.php?t=8701]a lo largo de[/url] un flujo magnético abierto que atraviesa los agujeros coronales. Los físicos espaciales italianos Roberto Bruno y Vincenzo Carbone observaron que el viento rápido es "menos denso pero más caliente" que el viento lento, lo que refleja la termodinámica distinta de las regiones de campo abierto. Los resultados de la sonda solar Parker de la NASA indican que las parcelas de viento rápido se originan en lo profundo de los agujeros coronales, donde la reconexión de intercambio entre campos abiertos y cerrados crea una estructura de microcorriente y cambios magnéticos asociados. name="Bale2023" /> Estos hallazgos se basan en estudios anteriores de agujeros coronales que vincularon el viento rápido con tubos de flujo abiertos y documentaron su conexión con grandes agujeros polares durante el mínimo solar.
A 1 AU, las velocidades típicas de los vientos rápidos se agrupan cerca de 700 km/s, con densidades de número de protones más bajas que en vientos lentos y temperaturas de protones más altas. Las fluctuaciones son fuertemente alfvénicas, con variaciones de velocidad y campo magnético estrechamente correlacionadas y con grandes rotaciones direccionales. Cerca del Sol, Parker Solar Probe ha observado inversiones ubicuas y de corta duración del campo magnético conocidas como curvas y "picos de velocidad alfvénicos", que son características del viento joven y rápido de Alfvénic.
La composición y los estados de carga del viento solar también distinguen las corrientes de alta velocidad. El viento del agujero coronal exhibe abundancias elementales fotosféricas cerca de la fotosfera con un bajo grado de fraccionamiento del primer potencial de ionización (Primer potencial de ionización) en comparación con el viento lento, consistente con la liberación de plasma [url=viewtopic.php?t=8701]a lo largo de[/url] líneas de campo abiertas. Las relaciones de estado de carga como O^{7+}/O^{6+} son típicamente más bajas que en el viento lento, lo que refleja temperaturas más frías de congelación coronal en la fuente regiones. Las características ion-cinéticas son prominentes: las partículas alfa a menudo se desplazan en relación con los protones a lo largo del campo magnético, y la magnitud de la deriva alfa-protón está regulada por la alfvénicidad del viento, especialmente en corrientes rápidas.
Se proponen dos clases amplias de mecanismos para acelerar el viento de alta velocidad en flujo abierto. Los modelos impulsados por ondas o turbulencias depositan energía de las fluctuaciones alfvénicas en el flujo de salida, mientras que los escenarios impulsados por reconexión alimentan masa y momento en líneas de campo abiertas a través de reconexión de intercambio a alturas coronales bajas. Cranmer revisa la evidencia del calentamiento por ondas-turbulencia en los agujeros coronales y la conecta con vientos rápidos que emergen [url=viewtopic.php?t=8701]a lo largo de[/url] "campos magnéticos abiertos en rápida expansión". El físico espacial estadounidense Stuart D. Bale y sus colaboradores informaron sobre observaciones de la sonda solar Parker que respaldan una reconexión de intercambio casi continua que opera dentro de los agujeros coronales, argumentando que la fuente está "en lo profundo de los agujeros coronales". Parker Solar Probe también ha cruzado por debajo de la superficie crítica de Alfvén, lo que establece limitaciones sobre dónde el flujo se vuelve súper-alfvénico y cómo las olas se acoplan con el viento.
== Ciclo solar ==
El viento solar de alta velocidad exhibe patrones distintos que varían con el ciclo magnético solar (Ciclo solar). Durante el mínimo solar (Mínimo solar), las observaciones de la nave espacial Ulises (Ulysses (nave espacial)) revelaron que el viento rápido domina las regiones polares de alta latitud, formando corrientes casi uniformes que llenan los casquetes polares. Por el contrario, el viento lento permanece confinado a un estrecho cinturón ecuatorial. En Máximo solar|Máximo solar, esta clara separación latitudinal se rompe y las corrientes rápidas pueden originarse a partir de agujeros coronales en latitudes medias o cerca del ecuador. Cuando los agujeros coronales ecuatoriales o sus extensiones apuntan hacia la Tierra, generan corrientes de alta velocidad que crean patrones recurrentes de 27 días correspondientes al período de rotación del Sol.
Cuando una corriente que se mueve rápidamente encuentra un viento solar más lento delante de ella, la interacción crea una región de compresión. A la distancia de la Tierra desde el Sol (1 AU), esta estructura se llama región de interacción de corriente (Región de interacción corotativa). Cuando este patrón persiste durante múltiples rotaciones solares, se convierte en una región de interacción corotativa (CIR). Estas regiones comprimidas exhiben una intensidad de campo magnético y una densidad de plasma mejoradas, y pueden convertirse en ondas de choque (Onda de choque) a medida que se propagan más lejos del Sol. La corriente de alta velocidad que sigue se caracteriza por una velocidad y temperatura elevadas, pero una densidad decreciente, una secuencia bien documentada observada en mediciones de naves espaciales y utilizada en el pronóstico del clima espacial.
Las corrientes de alta velocidad y sus CIR asociados son particularmente eficaces para provocar perturbaciones geomagnéticas prolongadas. Según los pronosticadores del clima espacial de la NOAA, mientras que las tormentas geomagnéticas impulsadas por CIR son típicamente menos intensas que aquellas causadas por eyecciones de masa coronal (Eyección de masa coronal), pueden sostener la entrada de energía a la magnetosfera (Magnetosfera de la Tierra) "durante un intervalo más largo". También aumentan con frecuencia las poblaciones de electrones en los cinturones de radiación de Van Allen (cinturón de radiación exterior de Van Allen) a través de interacciones onda-partícula que ocurren durante períodos prolongados de alta velocidad del viento solar.
== Ver también == * Viento solar * Agujero coronal * Sonda solar Parker * Orbitador solar * Región de interacción corotativa * Clima espacial
Plasmas espaciales Clima espacial [/h4]
More details: [url]https://en.wikipedia.org/wiki/High-speed_solar_wind[/url]
''''''When The Wind Blows'''' es un álbum de música folk de 1984 (1984 en música) de Eric Bogle, grabado en Studio 202 en Adelaide, Australia. . El álbum incluye un tributo a Stan Rogers titulado...
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* Windrunner, uno de los varios alias del...
* Región montañosa de Ammer-Loisach
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Baviera
* Distrito de Landsberg am Lech
** Gde. ** Gde.Utting am Ammersee
** Gde.Windach
**Gde. Schondorf am Ammersee
High Grass Circus es un documental de 1976 del National Film Board of Canada codirigido por Tony Ianzelo y Torben Schioler que examina la vida en el circo ambulante Royal Brothers. Se filmó en la...
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