Por demanda popular (considerando que dos son populares, gracias @Rod Vance y @Love Learning), ampliaré un poco mi comentario a la respuesta de @Kieran Hunt:

Equilibrio termal

Como dije en el comentario, la noción de sonido en el espacio juega un papel muy importante en la cosmología: cuando el Universo era muy joven, la materia oscura, la materia normal ("bariónica") y la luz (fotones) estaban en equilibrio térmico, es decir compartían la misma energía (promedio) por partícula, o temperatura. Esta temperatura era tan alta que no se podían formar átomos neutros; cualquier electrón atrapado por un protón pronto sería eliminado por un fotón (u otra partícula). Los fotones mismos no podían viajar muy lejos antes de chocar con un electrón libre.

Velocidad del sonido en la sopa primordial

Todo estaba muy suave, no se habían formado galaxias ni nada por el estilo. Sin embargo, las cosas todavía estaban un poco grumosas, y los grumos crecieron en tamaño debido a la gravedad. Pero a medida que crece un grupo, aumenta la presión de los bariones y fotones, lo que contrarresta el colapso y empuja a los bariones y fotones hacia el exterior, mientras que la materia oscura tiende a permanecer en el centro de la sobredensidad, ya que no le importa la presión. Esto crea oscilaciones u ondas de sonido con longitudes de onda tremendamente largas.

Para un gas de fotones, la velocidad del sonido es

En un medio no relativista, la velocidad del sonido es$c_\mathrm{s} = \sqrt{\partial p / \partial \rho}$, que para un gas ideal se reduce a la fórmula dada por @Kieran Hunt. Aunque en el espacio exterior ambos$p$y$\rho$son extremadamente pequeños, hay$are$partículas y, por lo tanto, tiene sentido hablar de la velocidad del sonido en el espacio. Dependiendo del entorno, normalmente se evalúa a muchos kilómetros por segundo (es decir, mucho más alto que en la Tierra, pero mucho, mucho más pequeño que en el Universo primitivo).

Recombinación y desacoplamiento

A medida que el Universo se expandía, se enfriaba gradualmente. A una edad de aproximadamente 200.000 años había alcanzado una temperatura de ~4000 K, y los protones y electrones comenzaron a poder combinarse para formar átomos neutros sin volver a ionizarse inmediatamente. Esto se llama la "época de la recombinación", aunque no se habían combinado previamente.

A los ~380.000 años, cuando la temperatura era de ~3000 K, la mayor parte del Universo era neutral. Con los electrones libres desaparecidos, los fotones ahora podían fluir libremente, difundiéndose y aliviando la sobredensidad de su presión. Se dice que los fotones se desacoplan de los bariones.

Fondo cósmico de microondas

La radiación que se desacopla desde entonces se ha desplazado hacia el rojo debido a la expansión del Universo, y dado que el Universo ahora se ha expandido ~ 1100 veces, vemos la luz (llamada fondo cósmico de microondas, o CMB) no con una temperatura de 3000 K (que era la temperatura del Universo en el momento del desacoplamiento), pero una temperatura de (3000 K)/1100 = 2,73 K, que es la temperatura a la que se refiere @Kieran Hunt en su respuesta.

Oscilaciones acústicas de bariones

Estas sobredensidades, u oscilaciones acústicas bariónicas (BAO), existen en escalas mucho más grandes que las galaxias, pero las galaxias tienden a agruparse en estas escalas, que desde entonces se han expandido y ahora tienen una escala característica de ~100$h^{-1}$Mpc, o 465 millones de años luz. Medir cómo cambia la distancia entre grupos con el tiempo proporciona una forma de comprender la historia de expansión y la aceleración del Universo, independientemente de otros métodos como las supernovas y el CMB. Y maravillosamente, todos los métodos están de acuerdo .

Solo quiero mencionar que la mayoría de las respuestas parecen estar tomando "espacio" para ser un buen medio uniforme. Sin embargo, incluso dentro de nuestra propia galaxia, las condiciones varían enormemente. Estos son los entornos más comunes en la Vía Láctea:

• nubes moleculares,$\rho\sim 10^4\,{\rm atom}/{\rm cm}^3$,$T\sim 10\,{\rm K}$
• Frío Neutro Medio,$\rho\sim 20\,{\rm atom}/{\rm cm}^3$,$T\sim 100\,{\rm K}$
• Cálido Neutro Medio,$\rho\sim 0.5\,{\rm atom}/{\rm cm}^3$,$T\sim 10^4\,{\rm K}$
• Medio ionizado caliente,$\rho\sim 0.5\,{\rm atom}/{\rm cm}^3$,$T\sim 8000\,{\rm K}$
• Región HII,$\rho\sim 1000\,{\rm atom}/{\rm cm}^3$,$T\sim 8000\,{\rm K}$
• Medio ionizado caliente,$\rho\sim 10^{-3}\,{\rm atom}/{\rm cm}^3$,$T\sim \;{>}10^6\,{\rm K}$

La velocidad del sonido es proporcional a$\sqrt{T}$. Dado que la temperatura varía en unos 7 órdenes de magnitud (máximo en unos$10^7\,{\rm K}$, mínimo en aproximadamente$3\,{\rm K}$), la velocidad del sonido varía en al menos un factor de$1000$. La velocidad del sonido en una región cálida es del orden de$10\,{\rm km}/{\rm s}$.

Trivia: la velocidad del sonido juega un papel crucial en muchos procesos astrofísicos. Esta velocidad define el tiempo que tarda una onda de presión en propagarse una distancia determinada. Un lugar donde esta es una escala de tiempo clave es en el colapso gravitatorio. Si el tiempo de cruce del sonido para una nube de gas excede el tiempo de caída libre gravitacional (tiempo para que se propague una perturbación impulsada por la gravedad), la presión no puede resistir el colapso gravitatorio y la nube se dirige hacia la creación de un objeto más compacto (nube más densa). , o si las condiciones son las adecuadas, una estrella).

Más curiosidades: el espacio es un portador muy pobre (no portador) de sonidos de alta frecuencia porque la onda de presión de frecuencia más alta que se puede transmitir tiene una longitud de onda de aproximadamente el camino libre medio (MFP) de las partículas de gas. La impresora multifunción en el espacio es grande, por lo que el límite de frecuencia es bajo .

De la ley de los gases ideales sabemos:

Sin embargo, esto no se propaga de manera eficiente en el vacío. En el vacío extremadamente alto del espacio exterior, el camino libre medio es de millones de kilómetros , por lo que cualquier partícula lo suficientemente afortunada* para estar en contacto con el objeto productor de sonido tendría que viajar segundos luz antes de poder impartir esa información en un colisión secundaria.

* Que para la densidad dada, solo serían unos 50 átomos de hidrógeno si aplaudiera: ¡potencia de sonido muy baja!

-Editar- Como bien se ha señalado en los comentarios, el medio interestelar no es tan frío. En este momento, nuestro sistema solar se mueve a través de una nube de gas a aproximadamente 6000 K. A esta temperatura, la velocidad del sonido sería aproximadamente$9000\ \mathrm{m\ s^{-1}}$.

Consulte la respuesta de Kyle para obtener una tabla de valores para$v_\textrm{sound}$que se pueden encontrar en diferentes entornos en el espacio, o pela para obtener información sobre cómo las ondas de sonido del universo primitivo se convirtieron en responsables de la estructura a gran escala de la actualidad.

Sé que esta pregunta técnicamente ya está respondida, pero faltaban varias cosas en las respuestas que pensé que deberían mencionarse (estoy escribiendo un artículo de revisión comparando diferentes regiones del espacio, así que ya tenía estos números a mano también).

La velocidad del sonido en el espacio tiene múltiples significados porque el espacio no es un vacío (aunque la densidad numérica de la magnetosfera de la Tierra puede ser ~6-12 órdenes de magnitud más tenue que los mejores vacíos producidos en los laboratorios), está lleno de partículas ionizadas, polvo neutro y cargado .

En el medio interplanetario o IPM, hay cinco velocidades relevantes que pueden considerarse un tipo de sonido en cierto modo, porque cada una está relacionada con la velocidad de transferencia de información en el medio.

Idea clásica de la velocidad del sonido.

Cuando uno habla de la velocidad del sonido , generalmente se refiere a la forma común de$C_{s}^{2} = \partial P/\partial \rho$, dónde$P$es la presión térmica y$\rho$es la densidad de masa. En un plasma, esto toma la forma ligeramente alterada de:

En el MIP,$C_{s}$~ 13 - 240 km/s [p. ej., Refs. 12; 33; 34 ].

Velocidad de los campos magnéticos

El críptico título hace alusión a lo que se conoce como la velocidad de Alfvén, que se define como:

En el MIP,$V_{A}$~ 4 - 220 km/s [p. ej., Refs. 10; 12; 33; 34 ].

Velocidad de las ondas sonoras magnetizadas

En un fluido magnetizado como un plasma, hay fluctuaciones que son compresivas por lo que comprimen el campo magnético en fase con la densidad. Estas se conocen como ondas magnetosónicas o de modo rápido. La definición MHD completa de la velocidad de fase para una onda de modo rápido viene dada por:

En el MIP,$V_{f}$~ 17 - 300 km/s [p. ej., Refs. 10; 12; 33; 34 ].

Nota
al margen También existe una onda de modo lento, que difiere en la polarización y la fase relativa entre las fluctuaciones magnéticas y de densidad. Se llama lento porque tiene una velocidad de fase menor que el modo rápido en el mismo medio.

Velocidades térmicas

Las dos últimas velocidades que son relevantes son las velocidades térmicas de los electrones y los iones. La velocidad rms unidimensional viene dada por:

En el IPM, el electrón [p. ej., Refs. 2; 3; 5; 7; 8; 14; 17-22; 24; 25; 27; 29-34 ] y de iones [p. ej., Refs. 1-6; 8-11; 13; 15-17; 19; 20; 23; 26-32 ] Las velocidades térmicas son$V_{Te}^{mps}$~ 1020 - 5170 km/s y$V_{Ti}^{mps}$~ 13 - 155 km/s, respectivamente.

Resumen

Hay varios tipos diferentes de velocidades similares al sonido en el espacio y cada una de ellas puede producir fenómenos relacionados de manera similar. Por ejemplo, a menudo nos referimos a los números de Mach asociados con$C_{s}$,$V_{A}$, y$V_{f}$. Además, hay varias inestabilidades de plasma que resultan de un efecto similar a la radiación de Cerenkov , por el cual un haz de partículas excede, por ejemplo, la velocidad térmica del electrón.

En resumen, en las regiones fuera de las magnetosferas locales pero dentro del ámbito de influencia de nuestro sol, hay una amplia gama de velocidades de sonido.

Actualizar

Recientemente se publicó en Astrophys un artículo sobre las estadísticas de los parámetros dependientes de la temperatura cerca de la Tierra en el viento solar. J. suplemento por Wilson et al. [2018] (es de acceso abierto, por lo que no hay muro de pago). El trabajo proporciona nuevas medidas, pero también proporciona una revisión detallada de la literatura/lista de referencias de trabajos anteriores.

Referencias

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Debe considerar que el espacio está lleno de un plasma tenue, que se comporta de manera ligeramente diferente a un gas ideal. Primero, los electrones transportarán el sonido a una velocidad diferente a la de los protones más pesados, pero también, los electrones y los protones se acoplan a través del campo eléctrico. Ver: Velocidad (del sonido) en plasma

La velocidad del sonido en el viento solar se estima en alrededor de 58 km/s, según la ecuación de la respuesta dada por Kieran Hunt. Sin embargo, la temperatura del viento solar es más como$T = 1.2 \times 10^5K$( referencia )

Dada la baja densidad del gas, la velocidad del sonido sería una función directa de la temperatura del gas, es decir, la velocidad de las moléculas/átomos. Dado que esto varía desde aproximadamente 2,7 K hasta millones de grados cerca de algunas estrellas, la velocidad del sonido puede cambiar bastante.

La medición directa muestra que la velocidad es de 1100 m/s.

El Explorador de la Tierra del Explorador de Circulación Oceánica (GOCE) y campo de Gravedad similar a un dardo de la ESA solía orbitar lo más cerca posible de la Tierra, a solo 260 km de altura, para maximizar su sensibilidad a las variaciones en el campo de gravedad de la Tierra. A esa altura, hay suficiente atmósfera para ejercer una pequeña resistencia. El satélite tenía una forma aerodinámica y un pequeño motor para mantenerlo en órbita. La misión terminó cuando el motor se quedó sin combustible.

En 2011, el gran terremoto japonés de Tohoku de 9,1 generó perturbaciones atmosféricas. Estos desviaron el satélite. También se midieron las variaciones de densidad. Artículo y video aquí .