O vento solar e a corrente heliosférica difusa

A posição da Terra em relação à inclinação do Sol faz a diferença em nossa percepção do vento solar. Aqui estão os fatores que nos ajudam na previsão do tempo espacial.

O vento solar é uma corrente de prótons e elétrons liberados pelo sol.
Este fluxo de partículas varia constantemente em termos de velocidade, densidade e temperatura.
A intensidade mais alta de todos esses fatores ocorre quando o vento solar sai de um buraco coronal, ou quando ocorre uma ejeção de massa coronal.

O vento solar que se origina de um buraco coronal é um fluxo constante de partículas de alta velocidade, enquanto que o resultante de uma ejeção de massa coronal é mais como uma enorme nuvem de plasma solar que se move rapidamente e com margens definidas.

Quando o fluxo de partículas que compõem o vento solar chega à Terra, ele encontra o campo magnético da Terra que transporta as partículas para os polos magnéticos do planeta e as empurra para a atmosfera.
Neste ponto, as partículas do vento solar colidem com os átomos de nitrogênio e oxigênio que formam a nossa atmosfera, que dão parte de sua energia para as partículas que chegam. As partículas do sol finalmente liberam lentamente a energia recebida dos átomos da atmosfera terrestre na forma de luz.
Aí vem a magia das luzes do norte.

Mas como sabemos há anos, o vento solar não é apenas responsável pela bela aurora boreal que vemos nos polos, e que em casos de vento muito intenso também pode afetar  áreas em baixas latitudes.
O vento solar, de fato, também é responsável por distúrbios nas telecomunicações e em alguns casos extremos de colapso de usinas elétricas “no ar”.
Nestes casos falamos de tempestades eletromagnéticas reais.

A velocidade do vento solar é um fator importante.
As partículas com maior velocidade atingem mais fortemente o campo magnético da Terra e são mais propensas a causar perturbações nas condições geomagnéticas enquanto comprimem a magnetosfera.
A velocidade do vento solar na Terra é normalmente em torno de 300 km / s, mas aumenta quando chega um fluxo coronal de alta velocidade.
Durante um impacto gerado por uma ejeção de massa coronal, a velocidade do vento solar pode repentinamente saltar para 500-1000 km / seg.

Outro fator importante é a densidade do vento solar
Este parâmetro nos mostra quão denso é o fluxo de partículas.
Quanto mais partículas estiverem presentes no vento solar, quanto mais denso for o vento, maior a chance de a aurora boreal e as tempestades geomagnéticas.
A escala usada para medir a intensidade do vento solar é de partículas por centímetro cúbico: p / cm³. Um valor acima de 20p / cm³ é um bom começo para uma tempestade geomagnética.

Como dissemos antes, diferentes regiões do Sol produzem vento solar de diferentes velocidades. Os buracos coronais produzem um vento solar de alta velocidade, entre 500 e 800 quilômetros por segundo.
Os pólos norte e sul do Sol têm grandes buracos coronais persistentes, de modo que as altas latitudes do sol produzem um rápido vento solar.
No plano equatorial, onde a Terra e os outros planetas orbitam, o vento solar se afasta do Sol em baixa velocidade, cerca de 400 quilômetros por segundo.
Esta parte do vento solar forma a “corrente heliosférica difusa” .

Durante períodos calmos, a intensidade da corrente heliosférica difusa pode ser quase plana. À medida que a atividade solar aumenta, a superfície do Sol é preenchida com regiões ativas, buracos coronais e outras estruturas complexas, que modificam o vento solar e a corrente heliosférica .

Como o Sol gira em 27 dias, o vento solar se torna uma espiral complexa com uma alternância de velocidades e densidades altas e baixas. Essa alternação cria um efeito semelhante ao da saia de um dançarino (veja a imagem).
Quando o vento solar de alta velocidade excede o vento a baixa velocidade, ele cria uma região de maior velocidade e intensidade, chamada de “região de corotação”, que forma a base de fortes tempestades geomagnéticas.

Acima da corrente heliosférica difusa, o vento solar de alta velocidade geralmente tem uma polaridade magnética dominante em uma direção, e abaixo da polaridade está na direção oposta.
Enquanto a Terra está se movendo através desta “saia dançarina”, ela está algumas vezes dentro da corrente heliosférica, outras vezes está localizada acima e outras ainda estão abaixo dela.
Quando o campo magnético do vento solar muda de polaridade, é uma forte indicação de que a Terra atravessou a corrente heliosférica difusa.
A posição da Terra em relação à corrente heliosférica é importante porque as conseqüências geomagnéticas dependem fortemente da velocidade do vento solar, da densidade do vento solar e da direção do campo magnético embutido no vento solar.

Hoje, o instrumento para a excelência na medição do vento solar é a sonda espacial “Deep Space Climate Observatory (DSCOVR)”.
Esta sonda é colocada em uma órbita ao redor do ponto 1 de Lagrange Sol-Terra.

Este é um ponto no espaço que está sempre entre o Sol e a Terra, onde a gravidade do Sol e da Terra tem uma atração igual na sonda, o que significa que ela pode permanecer em uma órbita estável.
Esta sonda nos alerta sobre a estrutura do vento solar com um avanço que varia de 15 a 60 minutos, dependendo da velocidade das partículas.

SAND-RIO