Estructura y Dinámica del Viento Solar

La última década se alcanzó un gran progreso en la comprensión de la estructura y dinámica del viento solar, clave para entender la influencia del Sol en el entorno geoespacial de la Tierra. La imagen conceptual del Ulysses y ACE fue que los orígenes del viento solar lento y rápido se encontraban en regiones bajas y altas del Sol, respectivamente.

El viento solar rápido, lento y transitorio (Asociado con las CMEs) ahora puede identificarse y distinguirse por las firmas de composición iónica (Cargas de estado Fe, Fe/O, O+7, O+6), por los que los orígenes de los ‘paquetes’ de viento solar se pueden identificar directamente de las observaciones in situ. Las expulsiones de masa de la corona (CME) interactúan con estos flujos de viento solar, lo que lleva a las interacciones de flujo dinámico y también a la aceleración de partículas a través de una variedad de procesos. La microestructura del viento solar, presumiblemente relacionada con estructuras en la corona, ahora puede ser analizada con el más poderoso conjunto de observaciones in situ, e incluso en ocasiones, con varias plataformas de observación. La cascada de turbulencia de escalas espaciales cortas y la disipación definitiva son el probable origen de la energía para el calentamiento y expansión del viento solar. Las observaciones y los modelos han producido grandes avances en este tópico. Las anisotropías de temperatura con respecto al campo magnético local del viento solar H+ y He+2, han mostrado ser limitadas por el reflejo y las inestabilidades fire hose (No encontré una traducción adecuada, han de disculpar). Estas observaciones limitan los posibles mecanismos de calentamiento del viento solar. Los científicos también han descubierto que la reconexión magnética entre los dominios adyacentes de campos magnéticos opuestos es omnipresente en el viento solar, pero parece implicar la aceleración de pequeñas partículas cerca de los sitios de reconexión heliosférica (Una sorpresa, teniendo en cuenta la eficiencia de producción de partículas energéticas en las erupciones solares). Inesperadamente, la mayoría de estos sitios de reconexión se han encontrado fuera de la actual ‘página’ heliosférica. Las observaciones también han hecho hincapié en la importancia de las observaciones más cercanas al Sol para mejorar la comprensión de los papeles que desempeñan las ondas, la turbulencia de onda, y la física de reconexión en la conducción dinámica del viento solar.

Referencias

Firehose and Mirror Instabilities

Oblique proton fire hose instability in the expanding solar wind: Hybrid simulations
Petr Hellinger & Pavel M. Trávnícek

Variability of Solar Wind Dynamic Pressure with Solar Wind Parameters During Intense and Severe Storms
B. O. Adebesin, S. O. Ikubanni, J. S. Kayode & B. J. Adekoya

The solar wind and magnetospheric dynamics
Christopher T. Russell

Explanation of Real-Time Solar Wind data dials

Solar wind dynamic pressure and electric field as the main factorscontrolling Saturn’s aurorae
F. J. Crary et al.

Magnetospheric cavity modes driven by solar wind dynamic pressure fluctuations
S. G. Claudepierre