Viento solar: propiedades globales

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Estructura de flujo del viento solar.

El viento solar exhibe una remarcada variabilidad, incluso en momentos de baja actividad solar. Como ejemplo típico, la figura 1 muestra los principales parámetros del viento solar que se obtuvieron cerca de la órbita de la Tierra durante una rotación solar entera. Estos se registraron a principios de 1974, es decir, cerca de una actividad mínima solar, y el patrón básico visto entonces permanecieron casi sin cambios a través de varios meses:

- Para dos intervalos de algunos 60º en longitud (correspondiente a una duración de varios días) la velocidad de flujo supera los 600km/s.

- Tanto en estos flujos de alta velocidad la densidad del plasma y la temperatura de los protones es la más alta (mientras que la de los electrones es algo más fría), justo lo puesto a las regiones de baja velocidad en el medio.

- Ambas corrientes de alta velocidad son regiones de campos magnéticos unipolares (indicados por los signos + y -),

- En un corto intervalo en el medio de la figura, las ondas de choque interplanetarias pasaron, caracterizada por aumentos bruscos de velocidad, densidad, temperatura e intensidad de campo magnético (no mostrado aquí). Este tipo de choque de onda es causado por la actividad transitoria en el Sol, por ejemplo las eyecciones de masa en la corona solar (CMES). Generalmente nomas que uno de tales eventos se produce por la rotación en un mínimo solar.

- El lado izquierdo de la figura muestra un patrón de menos buen-orden las velocidades de flujo y polaridades.

- Los ángulos de flujo eP (fyera de la eclíptica) y aP (azimutal) fluctúan aproximadamente 10º alrededor de la dirección radial. Las deflexiones más pronunciadas son observadas en las regiones de compresión por delante de las corrientes de altas velocidades y en las ondas de choque.

Observaciones mostradas en la figura 1 revelan que la variabilidad de los vientos solares no puede ser atribuida solo a las perturbaciones transitorias de una u otra manera a la quietud o estructura del viento solar. En particular la persistente presencia de corrientes de altas velocidades con velocidades de flujo de hasta 800km/s se realizó a ser una característica intrínseca del fenómeno del viento solar.

En la era de Skylab se podrían identificar las fuentes de la corona de las corrientes de alta velocidad: estas son las regiones de disminución de luminosidad a longitudes de onda de a rayos-X y UV (los llamados AGUJEROS DE LA CORONO), lo que indica significativamente las más bajas densidades de electrones y temperaturas. Los límites son notablemente agudos y coinciden en detalle con los de las corrientes de alta velocidad apropiadamente mapeados a la espalda del Sol.

Los agujeros de la corona marcan las regiones en las cuales las líneas de campo magnético de la corona se pueden abrir libremente en el espacio interplanetario (véanse los artículos de Kohl y de Forest). En momentos de baja actividad solar se refieren principalmente a ambas capas polares (casquetes polares). En contraste, las estructuras de bucles cerrados están siempre relacionados con los centros activos, tales como las MANCHAS SOLARES que con frecuencia se encuentran en latitudes más bajas en el mapa heliográfico. Los agujeros de la corona y las corrientes de altas velocidades que salen de ellos tienen que ser considerados como características del sol tranquilo, no del Sol activo.