¿Cuáles son la velocidad, la masa y la distribución de carga del viento solar?

Velocidad
La velocidad del viento solar tiene un amplio rango de variación, entre ~250–820 km/s [p. ej., Chen et al. , 2014; Gopalswamy , 2006; Jian et al. , 2011, 2014; Kasper et al. , 2012; Maksimovic et al. , 1998; Marzo , 1983; McComas et al. , 2013; Schwenn , 1983; Stverak et al. , 2008, 2009] cerca del plano de la eclíptica . Estos valores no incluyen choques interplanetarios, que pueden tener velocidades superiores a 2000 km/s.

La velocidad es generalmente mayor en latitudes más altas fuera del plano de la eclíptica, y tiende a superar los 650 km/s [p. ej., McComas et al. , 2008 ; 2013 ].

Densidad numérica
La densidad numérica también tiene un amplio rango de valores, desde ~2–90$cm^{-3}$[por ejemplo, Chen et al. , 2014; Gopalswamy , 2006; Jian et al. , 2011, 2014; Kasper et al. , 2012; Maksimovic et al. , 1998; Marzo , 1983; McComas et al. , 2013; Schwenn , 1983; Stverak et al. , 2008, 2009]. Nuevamente, estos no incluyen choques interplanetarios o eyecciones de masa coronal (CME) .

Estado de carga
La relación de densidad de número de partículas alfa a protones varía entre ~1-5%, dependiendo del ciclo solar y la velocidad del viento solar [p. ej., Kasper et al. , 2012 ; Schwadron et al. , 2014 ].

También hemos medido la proporción de$O^{7+}/O^{6+}$y$C^{6+}/C^{5+}$, encontrando ~1-30% y ~20-200%, respectivamente [p. ej., Schwadron et al. , 2014 ].

Cerca de la tierra dentro de la magnetosfera en la eclíptica

Las propiedades de la magnetosfera terrestre varían tanto que sería necesario reducir esta pregunta. Por ejemplo, los estados de carga son completamente diferentes (p. ej., observamos$O^{1+}$pero no$O^{7+}$) pero las densidades numéricas van desde ~$10^{-2}-10^{3} \ cm^{-3}$.

Cerca de la tierra pero fuera de la magnetosfera en la eclíptica

Véanse las respuestas anteriores a la primera parte.

Fuera de la eclíptica a 1 AU

No tenemos ninguna medida cercana a 1 UA que esté en latitudes altas. Algunas naves espaciales han salido de órbitas polares eclípticas con altos apogeos, pero las latitudes heliocéntricas todavía estaban dentro de ~$10^{\circ}$del plano de la eclíptica. Las notas anteriores discuten nuestras únicas medidas reales fuera de la eclíptica por la nave espacial Ulysses .

Me gustaría entender el contenido de energía del viento solar y cómo se compara con la radiación solar (la constante solar es 1360 W$m^{-2}$?

La presión del ariete del viento solar (dinámica) es típicamente de solo ~ 1 nPa o$10^{-9} \ J \ m^{-3}$. Esto es muy variable y puede cambiar en milisegundos (p. ej., choques interplanetarios), pero eso solo sería$10^{-6} \ W \ m^{-3}$. Si hacemos un argumento ondulado a mano de que esto cae a cero en ~3$R_{E}$(es decir, el límite superior del grosor de la funda magnética), entonces la potencia por unidad de área puede ser de hasta ~20 W$m^{-2}$. Sin embargo, no le daría mucha importancia a ese número ya que la potencia real disipada por unidad de área es diferente por numerosas razones.

Referencias

• CHK Chen et al. , Geophys. Res. Letón. 41 , págs. 8081, 2014.
• N. Gopalswamy, ciencia espacial. Rev. 124 , págs. 145, 2006.
• LKJian et al. , Física Solar. 274 , págs. 321, 2011.
• LKJian et al. , Astrofias. J. 786 , págs. 123, 2014.
• JC Kasper et al. , Astrofias. J. 745 , págs. 162, 2012.
• M. Maksimovic et al. , Geophys. Res. Letón. 25 , págs. 1265, 1998.
• E. Marsch, Quinta Conferencia Internacional de Viento Solar 228 , pp. 355, 1983.
• DJ McComas et al. , Geophys. Res. Letón. 35 , págs. L18103, 2008.
• DJ McComas et al. , Astrofias. J. 779 , págs. 2, 2013.
• NA Schwadron et al. , J. Geophys. Res. 119 , págs. 1486-1492, 2014.
• R. Schwenn, Quinta Conferencia Internacional de Viento Solar 228 , pp. 489, 1983.
• contra Stverak et al. , J. Geophys. Res. 113 , págs. 3103, 2008.
• contra Stverak et al. , J. Geophys. Res. 114 , págs. 5104, 2009.

No estoy seguro de que exista una respuesta tan detallada a su pregunta.

1. Este libro cita este documento como fuente de la pérdida de masa debida al viento solar:

   $\dot{M} \sim 2.5 \times 10^{-14}\,M_\odot/yr$.

Este libro cita este documento como la fuente de los siguientes datos en 1 AU:

2. Densidad de energía cinética del viento solar:

   $\frac{1}{2}N_\mathrm{p}m_\mathrm{p}v^2 = 1.44 \pm 0.09 \times 10^{-8}\,$ergio cm$^{-3}$.

3. Densidad de energía térmica para protones, electrones y átomos de helio:

   $\frac{3}{2} N k T \approx 4.8 \pm 3.2 \times 10^{-10}\,$ergio cm$^{-3}$.

4. Velocidad del viento:

   $v_\mathrm{w} = 468 \pm 116\,$kms$^{-1}$.

Los números en 2. y 3. indican que la energía térmica contribuye con alrededor del 3% y puede ignorarse dadas las incertidumbres involucradas. Usando 1. y 4. obtenemos una 'luminosidad del viento' cinética de

$~~~ L_\mathrm{w} \approx \frac{1}{2} \dot{M} v_\mathrm{w}^2 \approx 1.7 \times 10^{27}\,$ergio$^{-1} \approx 4.5 \times 10^{-7} L_\odot.$