Campo magnético interplanetario
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El campo magnético interplanetario ( FMI ), ahora más comúnmente conocido como campo magnético heliosférico ( FMH ), [2] es el componente del campo magnético solar que es arrastrado desde la corona solar por el flujo del viento solar para llenar el Sistema Solar .
Plasma del viento solar y coronal
Los plasmas del viento solar y coronal son altamente conductores de electricidad , lo que significa que las líneas de campo magnético y los flujos de plasma están efectivamente "congelados" juntos [3] [4] y el campo magnético no puede difundirse a través del plasma en escalas de tiempo de interés. En la corona solar, la presión magnética excede en gran medida la presión del plasma y, por lo tanto, el plasma está estructurado y confinado principalmente por el campo magnético . Sin embargo, al aumentar la altitud a través de la corona, el viento solar se acelera a medida que extrae energía del campo magnético a través de la interacción de la fuerza de Lorentz , lo que da como resultado que el momento del flujo exceda la fuerza de tensión magnética restrictiva y el campo magnético coronal sea arrastrado por el viento solar para formar el HMF. Esta aceleración a menudo hace que el HMF sea localmente supersónico hasta 160 UA de distancia del sol. [5]
La presión dinámica del viento domina sobre la presión magnética en la mayor parte del Sistema Solar (o heliosfera ), de modo que el campo magnético es atraído hacia un patrón espiral de Arquímedes (la espiral de Parker [6] ) por la combinación del movimiento hacia afuera y la rotación del Sol . En el espacio cercano a la Tierra, el campo magnético de alta potencia forma nominalmente un ángulo de aproximadamente 45° con la línea Tierra-Sol, aunque este ángulo varía con la velocidad del viento solar. El ángulo del campo magnético de alta potencia con la dirección radial se reduce con la heliolatitud, a medida que se reduce la velocidad del punto de apoyo fotosférico.
Dependiendo de la polaridad del punto de apoyo de la fotosfera, el campo magnético heliosférico se mueve en espiral hacia adentro o hacia afuera; el campo magnético sigue la misma forma de espiral en las partes norte y sur de la heliosfera, pero con direcciones de campo opuestas. Estos dos dominios magnéticos están separados por una capa de corriente (una corriente eléctrica que está confinada en un plano curvo). Esta capa de corriente heliosférica tiene una forma similar a una falda de bailarina enroscada y cambia de forma a lo largo del ciclo solar a medida que el campo magnético del Sol se invierte aproximadamente cada 11 años.
Campo magnético en la órbita terrestre
El plasma en el medio interplanetario también es responsable de que la fuerza del campo magnético del Sol en la órbita de la Tierra sea más de 100 veces mayor de lo que se anticipó originalmente. Si el espacio fuera un vacío, entonces el campo magnético dipolar del Sol (alrededor de 10 −4 teslas en la superficie del Sol) se reduciría con el cubo inverso de la distancia a aproximadamente 10 −11 teslas. Pero las observaciones satelitales muestran que es aproximadamente 100 veces mayor, alrededor de 10 −9 teslas. La teoría magnetohidrodinámica (MHD) predice que el movimiento de un fluido conductor (por ejemplo, el medio interplanetario) en un campo magnético induce corrientes eléctricas, que a su vez generan campos magnéticos y, en este sentido, se comporta como una dinamo MHD .
El campo magnético interplanetario en la órbita de la Tierra varía con las ondas y otras perturbaciones del viento solar, conocido como " clima espacial ". El campo es un vector, con componentes en las direcciones radial y azimutal, así como un componente perpendicular a la eclíptica. El campo varía en intensidad cerca de la Tierra de 1 a 37 nT, con un promedio de unos 6 nT. [7] Desde 1997, el campo magnético solar ha sido monitoreado en tiempo real por el satélite Advanced Composition Explorer (ACE) ubicado en una órbita de halo en el punto de Lagrange L1 Sol-Tierra; desde julio de 2016, ha sido monitoreado por el satélite Deep Space Climate Observatory (DSCOVR), también en el punto L1 Sol-Tierra (con el ACE continuando sirviendo como una medición de respaldo). [8]
Véase también
Referencias
- ^ helio.gif (350×273) (Imagen).
- ^ Owens, Mathew J.; Forsyth, Robert J. (28 de noviembre de 2013). "El campo magnético heliosférico". Living Reviews in Solar Physics . 10 (1): 5. arXiv : 1002.2934 . Código Bibliográfico :2013LRSP...10....5O. doi : 10.12942/lrsp-2013-5 . ISSN 2367-3648. S2CID 122870891.
- ^ Roberts, Paul H. (2007), "El teorema de Alfvén y la aproximación del flujo congelado", en Gubbins, David; Herrero-Bervera, Emilio (eds.), Enciclopedia de geomagnetismo y paleomagnetismo , Springer Netherlands, págs. 7-11, doi :10.1007/978-1-4020-4423-6_5, ISBN 9781402044236
- ^ Gurnett, Donald A.; Bhattacharjee, Amitava (20 de febrero de 2017). Introducción a la física del plasma. Cambridge University Press. ISBN 978-1-107-02737-4.
- ^ Hundhausen, AJ (28 de abril de 1995), "El viento solar", Introducción a la física espacial , Cambridge University Press, págs. 91-128 , consultado el 25 de octubre de 2024
- ^ Parker, EN, "Dinámica de los campos magnéticos y de gas interplanetarios", (1958) Astrophysical Journal , vol. 128, pág. 664
- ^ Glosario, campo magnético interplanetario (FMI) Archivado el 29 de abril de 2012 en Wayback Machine , Southwest Research Institute. Consultado el 11 de febrero de 2020.
- ^ El campo magnético interplanetario (FMI), Space Weather Live. Consultado el 11 de febrero de 2020.
