La \u00faltima d\u00e9cada se alcanz\u00f3 un gran progreso en la comprensi\u00f3n de la estructura y din\u00e1mica 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 or\u00edgenes del viento solar lento y r\u00e1pido se encontraban en regiones bajas y altas del Sol, respectivamente.<\/p>\n
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El viento solar r\u00e1pido, lento y transitorio (Asociado con las CMEs) ahora puede identificarse y distinguirse por las firmas de composici\u00f3n i\u00f3nica (Cargas de estado Fe, Fe\/O, O+7, O+6), por los que los or\u00edgenes de los \u2018paquetes\u2019 de viento solar se pueden identificar directamente de las observaciones in situ. Las expulsiones de masa de la corona (CME) interact\u00faan con estos flujos de viento solar, lo que lleva a las interacciones de flujo din\u00e1mico y tambi\u00e9n a la aceleraci\u00f3n de part\u00edculas a trav\u00e9s de una variedad de procesos. La microestructura del viento solar, presumiblemente relacionada con estructuras en la corona, ahora puede ser analizada con el m\u00e1s poderoso conjunto de observaciones in situ, e incluso en ocasiones, con varias plataformas de observaci\u00f3n. La cascada de turbulencia de escalas espaciales cortas y la disipaci\u00f3n definitiva son el probable origen de la energ\u00eda para el calentamiento y expansi\u00f3n del viento solar. Las observaciones y los modelos han producido grandes avances en este t\u00f3pico. Las anisotrop\u00edas de temperatura con respecto al campo magn\u00e9tico local del viento solar H+ y He+2, han mostrado ser limitadas por el reflejo y las inestabilidades fire hose (No encontr\u00e9 una traducci\u00f3n adecuada, han de disculpar). Estas observaciones limitan los posibles mecanismos de calentamiento del viento solar. Los cient\u00edficos tambi\u00e9n han descubierto que la reconexi\u00f3n magn\u00e9tica entre los dominios adyacentes de campos magn\u00e9ticos opuestos es omnipresente en el viento solar, pero parece implicar la aceleraci\u00f3n de peque\u00f1as part\u00edculas cerca de los sitios de reconexi\u00f3n heliosf\u00e9rica (Una sorpresa, teniendo en cuenta la eficiencia de producci\u00f3n de part\u00edculas energ\u00e9ticas en las erupciones solares). Inesperadamente, la mayor\u00eda de estos sitios de reconexi\u00f3n se han encontrado fuera de la actual \u2018p\u00e1gina\u2019 heliosf\u00e9rica. Las observaciones tambi\u00e9n han hecho hincapi\u00e9 en la importancia de las observaciones m\u00e1s cercanas al Sol para mejorar la comprensi\u00f3n de los papeles que desempe\u00f1an las ondas, la turbulencia de onda, y la f\u00edsica de reconexi\u00f3n en la conducci\u00f3n din\u00e1mica del viento solar.<\/p>\n
Referencias<\/strong><\/p>\n Firehose and Mirror Instabilities<\/a><\/p>\n Oblique proton \ufb01re hose instability in the expanding solar wind: Hybrid simulations<\/a> Variability of Solar Wind Dynamic Pressure with Solar Wind Parameters During Intense and Severe Storms<\/a> The solar wind and magnetospheric dynamics<\/a> Explanation of Real-Time Solar Wind data dials<\/a><\/p>\n
\nPetr Hellinger & Pavel M. Tr\u00e1vn\u00edcek<\/p>\n
\nB. O. Adebesin, S. O. Ikubanni, J. S. Kayode & B. J. Adekoya<\/p>\n
\nChristopher T. Russell<\/p>\n