¿Cuál es la presión del aire en la heliosfera (la atmósfera del Sol)?

Voy a suponer que lo que quieres decir aquí es "¿cuál es la presión" en el viento solar? ¡No hay "aire"!

El viento solar es bastante complejo y consiste en un "viento rápido" observado predominantemente en latitudes solares altas y un viento más lento y variable en latitudes bajas. Ambos componentes consisten esencialmente en una corriente en expansión de protones, electrones más una pequeña fracción de núcleos de helio.

Creo que toda la información que desea está contenida en este artículo de Ebert et al. (2009) , pero intentaré un resumen general.

El viento rápido tiene una densidad de número de protones típica de$n_p=3$cm$^{-3}$, una temperatura de$T=2\times10^{5}$K y una velocidad de$V=700$km/s Tenga en cuenta que "temperatura" es un concepto resbaladizo aquí, ya que la distribución de velocidades de las partículas no es maxwelliana. Sin embargo, ignorando esto y suponiendo que los protones coinciden con el número de electrones, entonces la "presión térmica"$P_{th} = (n_p + n_e)kT \simeq 10^{-11}$Pa. Sin embargo, esto es insignificante en comparación con la presión dinámica$P_d = \rho V^2$, donde$\rho$es la densidad de masa dada aproximadamente por$\rho = n_p m_p$. Por lo tanto$P_d \simeq 2\times 10^{-9}$Pa (es decir, sobre$2 \times 10^{-14}$bar).

El "viento lento" es bastante variable, pero los valores medios podrían ser$n_p = 6$cm$^{-3}$,$T=8\times 10^{4}$K y$V=400$km/s Aquí nuevamente, la presión térmica$P_{th} \simeq 10^{-11}$Pa es empequeñecido por la presión dinámica$P_d = 1.6 \times 10^{-9}$Pensilvania.

El componente de presión térmica cae con la distancia al cubo del Sol , es decir. como$P_{th} \propto R^{-3}$. Esto se debe a que para la conservación de la masa, entonces un viento que se expande de forma brusca debe tener una densidad que cae como$R^{-2}$, pero se encuentra experimentalmente que la temperatura del protón también cae como$\simeq R^{-1}$.

La presión dinámica cae casi como$R^{-2}$. Esto se debe a que hay muy poca dependencia del radio para la velocidad del protón (es decir, los protones no disminuyen la velocidad, hasta la heliopausa, según lo medido, por ejemplo, por la Voyager 2 ).