La misión Solar Probe será una misión histórica, volará a una de las últimas regiones inexploradas del sistema solar, la atmósfera del Sol, o corona, por primera vez. Se acercará a una distancia de 3 RS (radios solares) sobre la superficie del Sol, la sonda Solar Probe empleará una combinación de mediciones y de imágenes para lograr el objetivo principal de la misión científica:
Entender cómo la corona del Sol se calienta y cómo el viento solar se acelera, la nave Solar Probe revolucionara nuestro conocimiento del origen de la física y la evolución del viento solar.
Por otra parte, la nave Solar Probe realizará mediciones de la región, donde se encuentran algunas de las más letales partículas energéticas solares , hará contribuciones únicas y fundamentales para nuestra capacidad para caracterizar y predecir el ambiente de radiación en el que los exploradores espaciales del futuro trabajarán y vivirán.
Nuestra primera visita a una estrella :
Dos de los avances de transformación en nuestra comprensión del Sol y su influencia en el sistema solar fueron el descubrimiento de que la corona es varios cientos de veces más caliente que la superficie solar (la fotosfera) y el desarrollo observacional y confirmación de la teoría de la expansión supersónica de la corona hacia el espacio interplanetario en forma de "viento solar".
En las décadas que siguieron a estos hitos importantes en la física solar y el espacio, la composición, las propiedades y la estructura del viento solar han sido ampliamente medidas. La corona y la zona de transición por encima de la fotosfera, se han obtenido imágenes con una resolución sin precedentes , dejando al descubierto una compleja arquitectura de bucles, mientras que la magnetografía fotosférica ha puesto al descubierto la "alfombra magnética" de los paquetes de flujo de escala fina que subyace a la corona.
Entender cómo la corona del Sol se calienta y cómo el viento solar se acelera, la nave Solar Probe revolucionara nuestro conocimiento del origen de la física y la evolución del viento solar.
Por otra parte, la nave Solar Probe realizará mediciones de la región, donde se encuentran algunas de las más letales partículas energéticas solares , hará contribuciones únicas y fundamentales para nuestra capacidad para caracterizar y predecir el ambiente de radiación en el que los exploradores espaciales del futuro trabajarán y vivirán.
Nuestra primera visita a una estrella :
Dos de los avances de transformación en nuestra comprensión del Sol y su influencia en el sistema solar fueron el descubrimiento de que la corona es varios cientos de veces más caliente que la superficie solar (la fotosfera) y el desarrollo observacional y confirmación de la teoría de la expansión supersónica de la corona hacia el espacio interplanetario en forma de "viento solar".
En las décadas que siguieron a estos hitos importantes en la física solar y el espacio, la composición, las propiedades y la estructura del viento solar han sido ampliamente medidas. La corona y la zona de transición por encima de la fotosfera, se han obtenido imágenes con una resolución sin precedentes , dejando al descubierto una compleja arquitectura de bucles, mientras que la magnetografía fotosférica ha puesto al descubierto la "alfombra magnética" de los paquetes de flujo de escala fina que subyace a la corona.
Avances observaciones han ido acompañados de avances en la teoría y modelos, con una amplia gama de modelos que ofrecen escenarios plausibles para explicar el calentamiento de la corona y la aceleración del viento solar.
Ahora sabemos más que nunca sobre la corona y el viento solar. Y sin embargo, las dos preguntas fundamentales planteadas en la década de 1940 por el descubrimiento de la diferencia de un millón de grados en la temperatura de la corona y en la década de 1960 por la prueba de la existencia del viento solar. siguen sin respuesta son :
Ahora sabemos más que nunca sobre la corona y el viento solar. Y sin embargo, las dos preguntas fundamentales planteadas en la década de 1940 por el descubrimiento de la diferencia de un millón de grados en la temperatura de la corona y en la década de 1960 por la prueba de la existencia del viento solar. siguen sin respuesta son :
¿por qué la corona solar es mucho más caliente que la fotosfera? ¿Y cómo se acelera el viento solar?
Los OBJETIVOS CIENTÍFICOS
Los OBJETIVOS CIENTÍFICOS
de esta misión son los siguientes:
1 Determinar la estructura y la dinámica de los campos magnéticos en las fuentes del viento solar.
2 Trazar el flujo de la energía que calienta la corona solar y acelera el viento solar.
3 Determinar cuáles son los mecanismos que aceleran el transporte de las partículas energéticas.
4 Explora fenómenos como el polvo de plasma y su influencia en el viento solar y la formación de partículas energéticas
CIENCIA ANTECEDENTES
Presente observación, teoría y modelado proporcionar la siguiente imagen general de la corona y el viento solar. En los momentos de menor actividad solar, el viento solar es bimodal, que consiste en una dominante cuasi-estacionario de alta velocidad del viento que se origina en abierto-ELD agujeros coronales y una variable, baja velocidad del viento que se origina alrededor de la correa serpentina ecuatorial. Con la creciente actividad, esta configuración ordenada bimodal de la corona y el viento solar se rompe, ya que los agujeros coronales se encogen y aparecen en latitudes más altas heliográficas. En estos momentos, la estructura del viento bimodal se sustituye por una mezcla compleja de los flujos rápidos de pequeños agujeros en la corona y transitorios, integrados en un viento, de velocidad baja a moderada de todas las latitudes. La energía que calienta la corona y acciona el viento se deriva de movimientos fotosféricos y se canaliza, almacena, y disipada por los campos magnéticos que emergen de la fotosfera y la estructura de plasma coronal. Varios procesos físicos fundamentales plasma-ondas e inestabilidades, reconexión magnética, la turbulencia en funcionamiento en una amplia gama de escalas espaciales y temporales se cree que juegan un papel en el calentamiento de la corona y de la aceleración del viento solar.
1 Determinar la estructura y la dinámica de los campos magnéticos en las fuentes del viento solar.
2 Trazar el flujo de la energía que calienta la corona solar y acelera el viento solar.
3 Determinar cuáles son los mecanismos que aceleran el transporte de las partículas energéticas.
4 Explora fenómenos como el polvo de plasma y su influencia en el viento solar y la formación de partículas energéticas
CIENCIA ANTECEDENTES
Presente observación, teoría y modelado proporcionar la siguiente imagen general de la corona y el viento solar. En los momentos de menor actividad solar, el viento solar es bimodal, que consiste en una dominante cuasi-estacionario de alta velocidad del viento que se origina en abierto-ELD agujeros coronales y una variable, baja velocidad del viento que se origina alrededor de la correa serpentina ecuatorial. Con la creciente actividad, esta configuración ordenada bimodal de la corona y el viento solar se rompe, ya que los agujeros coronales se encogen y aparecen en latitudes más altas heliográficas. En estos momentos, la estructura del viento bimodal se sustituye por una mezcla compleja de los flujos rápidos de pequeños agujeros en la corona y transitorios, integrados en un viento, de velocidad baja a moderada de todas las latitudes. La energía que calienta la corona y acciona el viento se deriva de movimientos fotosféricos y se canaliza, almacena, y disipada por los campos magnéticos que emergen de la fotosfera y la estructura de plasma coronal. Varios procesos físicos fundamentales plasma-ondas e inestabilidades, reconexión magnética, la turbulencia en funcionamiento en una amplia gama de escalas espaciales y temporales se cree que juegan un papel en el calentamiento de la corona y de la aceleración del viento solar.
En el mínimo solar el viento solar está dominado por una alta velocidad de flujo de los agujeros coronales.
Desde el descubrimiento del viento solar por Mariner 2 , las misiones de la NASA han tomado dos caminos complementarios hacia la comprensión del origen del viento solar.
Las estructuras del viento solar, causada por la rotación solar y las variaciones en la velocidad de propagación, realizando las conexiones detalladas entre la detección de las mediciones in situ y remotas imposibles.
Misiones anteriores han revelado muchos aspectos de la aceleración del viento solar, pero las preguntas siguen sin respuesta . Durante el mínimo de manchas solares, los agujeros coronales están mas presentes y el viento solar está bien organizado, como el viento rápido de los agujeros corones llenan gran parte de la heliosfera.
Desde el descubrimiento del viento solar por Mariner 2 , las misiones de la NASA han tomado dos caminos complementarios hacia la comprensión del origen del viento solar.
Las estructuras del viento solar, causada por la rotación solar y las variaciones en la velocidad de propagación, realizando las conexiones detalladas entre la detección de las mediciones in situ y remotas imposibles.
Misiones anteriores han revelado muchos aspectos de la aceleración del viento solar, pero las preguntas siguen sin respuesta . Durante el mínimo de manchas solares, los agujeros coronales están mas presentes y el viento solar está bien organizado, como el viento rápido de los agujeros corones llenan gran parte de la heliosfera.
Los campos magnéticos solares se reestructuren durante el ciclo solar de 11 años. Durante el máximo de manchas solares. los agujeros coronales están mas ausentes, el viento solar es mixto, con vientos de velocidades rápidas y lentas visto en todas las latitudes. La reestructuración del campo magnético solar, la modificación de la corona y el viento, proporciona información importante acerca de las fuentes generales de los vientos rápidos y lentos, pero los procesos físicos que aceleran las diferentes velocidades de viento no se acaban de entienden.
