Una vigilancia de tormenta geomagnética (menor) G1 ha sido emitido para el 17 y 18 de enero

Una vigilancia de tormenta geomagnética (menor) G1 ha sido emitido para el 17 y 18 de enero (día de UTC) debido a la probable llegada de una región de interacción co rotación anterior a una corriente de alta velocidad del agujero coronal. Cada vez que tenemos características de viento solar de alta velocidad que se han observado consistentemente para varias rotaciones, es más probable que se produzca la menor actividad geomagnética. Debajo de es una ilustración del viento solar y la región de interacción Co giratorio (Viento Solar comprimido) entre la velocidad más lenta y más corrientes de viento solar que se puede encontrar en:

 

Regiones de interacción Co giratorias: interacciones entre rápidas y lentas arroyos de viento solar:

 

La sección anterior demostró que un observador fijo relativamente cerca al plano ecuatorial solar observaremos sucesivo rápido y lento corrientes de viento solar durante la mayor parte del ciclo solar. ¿Qué interacciones existen entre estas corrientes? Obviamente, debe haber interacciones porque plasma de la corriente rápida alcanzó y se adelantó al plasma de la corriente lenta. Figura 11.8 [Hundhausen, 1972] muestra las predicciones cualitativas de este escenario: la formación de una región de compresión en la parte posterior de la corriente lenta, la probable formación de un choque que emana de la región de compresión (dos más probable, como discuseed más abajo) y una región vacuo en la parte trasera del vapor rápido, con variaciones característicos en las variables de campo y plasma. Intuitivamente puede verse que estas regiones de interacción tendrá forma de espiral que puede envolver varias veces alrededor del Sol. Estas regiones se denominan '' regiones de interacción Co giratoria '' o CIRs desde que co -rotado con el Sol.

 

Figura 11.8: Ilustración esquemática de un flujo rápido interactuando con un flujo lento [Hundhausen, 1972].

 

Las Regiones de interacción Co giratorias no son siempre están limitadas por los choques. La razón es que la formación de los choque ocurre debido al aumento no lineal de las ondas, por lo que requiere varias veces aumento no lineales que transcurran antes de un choque sea formado. Puesto que la mayoría CIRs no tienen choques en 1 AU pero han aumentado en choques por 2 AU, empíricamente el tiempo aumento no lineal debe ser del orden de 4 días. (Ejercicio: por qué?) La razón de por qué dos golpes eventualmente se forman en un CIR es debido a la simetría de la mejora de la presión causada por la compresión e incorporadora del viento lento por delante de la corriente rápida (Figura 11,9 [Gosling, 1996]): los choques son conducidos lejos el aumento de presión en ambas direcciones, lo que resulta en un supuesto '' hacia adelante-atrás choque par '' en la que el amortiguador delantero se propaga lejos del Sol mientras el choque inverso se propaga hacia el Sol, pero se lleva a cabo con la energía solar flujo del viento.

 

Figura 11.9: Análisis superpuestos-época de los parámetros de plasma para CIRs [Gosling et al., 1996]. Tenga en cuenta la región de compresión y pulso presión bien definida en la porción de la corriente lenta modificada.

 

Figura 11.10 [Hundhausen, 1973; Gosling, 1996] muestra los resultados de las simulaciones de MHD 1-D de este proceso. Tenga en cuenta la formación de un aumento de la presión con unidades de choques e inverso con la formación de un aumento de la característica de dos etapas en el flujo de velocidad con una posterior lenta caída a la velocidad lenta (en la región de rarefacción). A primera vista este perfil de dos pasos es incompatible con el avance y retroceso del choque que los choques de modo rápido. Sin embargo, esto es un efecto de marco de referencia: en el marco del choque inverso la velocidad ascendente (corriente rápida imperturbada en tiempos posteriores) es mayor que la velocidad descendente (épocas anteriores). De hecho, las condiciones de Rankine-Hugoniot de flujo de masa a través de la descarga en el marco de choque (ecuación 4.17) pueden utilizarse con las velocidades de flujo ascendente y descendente observada para calcular   ; i.e.,

 

 

 

 

 

Figura 11.10: Evolución hacia un estado CIR de una región de alta temperatura se impuso en el límite interior del viento solar [Hundhausen, 1973]. Tenga en cuenta el desarrollo de los choques, un pulso de presión y el aumento de dos pasos característicos y decaimiento de la velocidad del viento solar. Sí hay uno

 

Figura 11.11 [Smith, 1985] se muestra la evolución observada de un círculo de 1 AU 4.2 AU. Tenga en cuenta las pruebas de campo magnético y la compresión de plasma en 1 AU, pero la ausencia de perturbaciones, que evolucionó a un buen ejemplo de un par de golpes hacia adelante-atrás y CIR por 4.2 AU.

 

Figura 11.11: Figura de Smith [1985] se describe en el texto.

 

Estos y otros eventos similares pueden compararse con los resultados de las simulaciones de MHD: Figura 11.12 [Gosling et al., 1976; Pizzo, 1985] ilustra el muy buen acuerdo entre observación y teoría disponible usando sólo MHD.

 

Figura 11.12: El panel superior muestra los perfiles de densidad del plasma observados por IMP 7 cerca de 1 AU y pionero 10 cerca de 4.5 AU. El panel inferior compara la estructura de densidad pionero 10 medida con eso predicha por un código de MHD 1-D usando los datos IMP 7 como entrada. Muy buen acuerdo es evidente [Gosling et al., 1976].

 

 

 

Figura 11.13: Simulación de MHD de corrientes (1) de alta velocidad que causan el desarrollo de la estructura CIR y (2) la propagación de perturbaciones transitorias que también modificar la estructura CIR (abajo dos paneles particularmente) [Akasofu y Hakamada, 1983].

 

Las ondas de choque y las estructuras asociadas de CIRs son importantes en numerosos medios auxiliares en el viento solar. Por ejemplo, CIRs disipan la energía en los arroyos rápidos retardando y calefacción del plasma, mientras que las regiones magnéticas compresión y turbulencia asociada con choques pueden dispersar los rayos cósmicos. Además, se pueden acelerar las partículas en los choques CIR. Los choques y la mayor parte de la estructura de plasma de CIRs se combina juntos y principalmente alisadas más allá de unos 20 AU. Sólo las regiones magnéticas compresión tienden a persistir en la heliosfera exterior más allá de 20 AU. Estos efectos se discuten más en conferencias 12 y 20.

 

Crédito: NOAA NWS Space Weather

 

Traducción El Quelonio Volador