Welche Geschwindigkeit, Masse und Ladungsverteilung hat der Sonnenwind?

Geschwindigkeit
Die Sonnenwindgeschwindigkeit hat einen großen Schwankungsbereich zwischen ~250–820 km/s [z. B. Chen et al. , 2014; Gopalswamy , 2006; Jianet al. , 2011, 2014; Kasperet al. , 2012; Maksimović et al. , 1998; März , 1983; McComas et al. , 2013; Schwen , 1983; Stverak et al. , 2008, 2009] in der Nähe der Ekliptikebene . Diese Werte beinhalten keine interplanetaren Schocks, die Geschwindigkeiten von über 2000 km/s haben können.

Die Geschwindigkeit ist in höheren Breiten außerhalb der Ekliptikebene im Allgemeinen höher und liegt tendenziell über 650 km/s [z. B. McComas et al. , 2008 ; 2013 ].

Zahlendichte Die Zahlendichte hat ebenfalls einen großen Wertebereich von ~ 2–90$cm^{-3}$[z. B. Chen et al. , 2014; Gopalswamy , 2006; Jianet al. , 2011, 2014; Kasperet al. , 2012; Maksimović et al. , 1998; März , 1983; McComas et al. , 2013; Schwen , 1983; Stverak et al. , 2008, 2009]. Auch hier sind interplanetare Schocks oder koronale Massenauswürfe (CMEs) nicht enthalten .

Ladungszustand
Das Dichteverhältnis von Alphateilchen zu Protonenzahl variiert zwischen ~1-5%, abhängig vom Sonnenzyklus und der Sonnenwindgeschwindigkeit [z. B. Kasper et al. , 2012 ; Schwadronet al. , 2014 ].

Wir haben auch das Verhältnis von gemessen$O^{7+}/O^{6+}$und$C^{6+}/C^{5+}$, wobei ~1-30% bzw. ~20-200% gefunden wurden [z. B. Schwadron et al. , 2014 ].

Nahe der Erde innerhalb der Magnetosphäre in der Ekliptik

Die Eigenschaften der terrestrischen Magnetosphäre sind so unterschiedlich, dass Sie diese Frage eingrenzen müssten. Zum Beispiel sind die Ladezustände völlig unterschiedlich (z. B. beobachten wir$O^{1+}$aber nicht$O^{7+}$), aber die Zahlendichten reichen von ~$10^{-2}-10^{3} \ cm^{-3}$.

Nahe der Erde, aber außerhalb der Magnetosphäre in der Ekliptik

Siehe Antworten oben zum ersten Teil.

Außerhalb der Ekliptik bei 1 AE

Wir haben keine Messungen in der Nähe von 1 AE, die sich in hohen Breiten befinden. Einige Raumfahrzeuge haben ekliptische Polarbahnen mit hohen Apogäumen verlassen, aber die heliozentrischen Breiten lagen immer noch innerhalb von ~$10^{\circ}$der Ekliptikebene. Die obigen Anmerkungen behandeln unsere einzigen realen Messungen außerhalb der Ekliptik durch die Raumsonde Ulysses .

Ich würde gerne den Energiegehalt des Sonnenwinds verstehen und wie er mit der Sonnenstrahlung verglichen wird (die Sonnenkonstante beträgt 1360 W$m^{-2}$?

Der Staudruck des Sonnenwinds (dynamischer Druck) beträgt typischerweise nur ~1 nPa oder$10^{-9} \ J \ m^{-3}$. Dies ist sehr variabel und kann sich in Millisekunden ändern (z. B. interplanetare Schocks), aber das wäre immer noch nur$10^{-6} \ W \ m^{-3}$. Wenn wir ein handgewelltes Argument vorbringen, dass dies in ~3 auf Null fällt$R_{E}$(dh Obergrenze der Dicke der Magnetosheath), dann kann die Leistung pro Flächeneinheit bis zu ~20 W betragen$m^{-2}$. Ich würde jedoch nicht zu viel in diese Zahl hineininterpretieren, da die tatsächliche Verlustleistung pro Flächeneinheit aus zahlreichen Gründen unterschiedlich ist.

Verweise

• CHK Chen et al. , Geophys. Auflösung Lette. 41 , S. 8081, 2014.
• N. Gopalswamy, Space Sci. Rev. 124 , S. 145, 2006.
• LK Jianet al. , Sonnenphysik. 274 , S. 321, 2011.
• LK Jianet al. , Astrophie. J. 786 , S. 123, 2014.
• JC Kasper et al. , Astrophie. J. 745 , S. 162, 2012.
• M. Maksimovic et al. , Geophys. Auflösung Lette. 25 , S. 1265, 1998.
• E. Marsch, Fifth International Solar Wind Conference 228 , S. 355, 1983.
• DJ McComas et al. , Geophys. Auflösung Lette. 35 , S. L18103, 2008.
• DJ McComas et al. , Astrophysik. J. 779 , S. 2, 2013.
• NA Schwadron et al. , J. Geophys. Auflösung 119 , S. 1486-1492, 2014.
• R. Schwen, Fifth International Solar Wind Conference 228 , S. 489, 1983.
• v. Stverak et al. , J. Geophys. Auflösung 113 , S. 3103, 2008.
• v. Stverak et al. , J. Geophys. Auflösung 114 , S. 5104, 2009.

Ich bin mir nicht sicher, ob eine so detaillierte Antwort auf Ihre Frage verfügbar ist.

1. Dieses Buch zitiert diese Abhandlung als Quelle für den Massenverlust durch den Sonnenwind:

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

Dieses Buch zitiert dieses Papier als Quelle für die folgenden Daten bei 1 AU:

2. Kinetische Energiedichte des Sonnenwindes:

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

3. Thermische Energiedichte für Protonen, Elektronen und Heliumatome:

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

4. Windgeschwindigkeit:

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

Die Zahlen in 2. und 3. geben an, dass die Wärmeenergie etwa 3 % beiträgt, und können angesichts der damit verbundenen Unsicherheiten vernachlässigt werden. Mit 1. und 4. erhalten wir eine kinetische 'Windhelligkeit' von

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