Antecedentes
Hay una buena reseña en http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2013-5/articlese2.html que muestra varias figuras agradables. Los siguientes son extractos de esta reseña.
El viento solar se compone de un gas ionizado llamado plasma lo que significa que las partículas están sujetas al Fuerza de Lorentz .
El plasma abandona el sol siguiendo principalmente el campo magnético a lo largo de trayectorias casi radiales. Sin embargo, debido a que el sol gira y el fotosférico los campos magnéticos son congelado en al plasma, el campo magnético parece estar siendo "enrollado" en un patrón similar a un Espiral de Arquímedes .
Supongamos una velocidad de flujo constante y flujo magnético conservación, entonces la componente radial del campo magnético solar, $B_{r}$ disminuirá con la distancia inversa al cuadrado o $\propto r^{-2}$ . En coordenadas esféricas, podemos escribir: $$ B_{r}\left( r, \theta, \phi \right) = B_{ro} \left( \frac{ R_{\odot} }{ r } \right)^{2} \tag{1} $$ donde $B_{ro}$ es el campo en el punto conectado al sol en el radio $R_{\odot}$ , longitud $\phi_{o}$ y colatitude $\theta$ . Dado que asumimos la conservación del flujo magnético (es decir, el plasma está "congelado" en el campo magnético), entonces un plasma agilizar coincidirá con el campo magnético. Por lo tanto, en el marco de co-rotación del sol tenemos: $$ \frac{ B_{\phi}\left( r, \theta, \phi \right) }{ B_{r}\left( r, \theta, \phi \right) } = \frac{ V_{\phi} }{ V_{r} } = \frac{ - \boldsymbol{\Omega} \times \mathbf{r} }{ V_{r} } \tag{2} $$ donde $V_{r}$ es la velocidad radial del viento solar que se supone constante, $V_{\phi}$ es la velocidad acimutal resultante del sistema de referencia corrotante, y $\Omega$ es la frecuencia angular de rotación de este sistema de referencia corrotante (es decir, el índice de rotación solar ~ Período de 24-27 días, según el régimen o ~ $14.713^{\circ}/day$ en el ecuador o ~ $2.972 \times 10^{-6} \ rad/s$ ). Así, vemos que podemos reescribir $B_{\phi}\left( r, \theta, \phi \right)$ como: $$ B_{\phi}\left( r, \theta, \phi \right) = - B_{ro} \frac{ \Omega \ R_{\odot}^{2} \ \sin{\theta} }{ V_{r} \ r } \tag{3} $$
En resumen, bajo estos supuestos $B_{\phi} \rightarrow 0$ en los polos (es decir, donde $\theta \rightarrow 0$ o $\pi$ ). El ángulo que forma la FMI con respecto a la dirección radial lo llamaremos ángulo espiral. El modelo descrito anteriormente se denomina vagamente Espiral Parker después de Eugene Parker.
¿Se mueve el viento solar en una línea casi recta desde el sol hasta, digamos, la Tierra, Marte o un punto aleatorio en el vacío interplanetario? ¿La mayoría de las partículas que llegan son perpendiculares al disco proyectado que representa la Tierra?
Si utilizamos $r$ = 1 AU , $\theta = \pi/2$ y $V_{r}$ = 400 km/s, entonces el ángulo espiral de la FMI es ~ $48^{\circ}$ . Si cambiamos $r$ a 0,7 UA (es decir, aproximadamente la órbita de Venus), entonces este ángulo desciende a ~ $38^{\circ}$ . Si cambiamos $r$ hasta 1,5 UA (es decir, aproximadamente la órbita de Marte), entonces este ángulo desciende a ~ $59^{\circ}$ .
A continuación, ¿cuál es la distribución de los ángulos de eyección del sol y la distribución de los ángulos de llegada a la Tierra (o alguna otra referencia circular aleatoria)?
Desgraciadamente, esto no puede responderse porque el campo magnético solar es tan variable e inhomogéneo que sólo podemos hacer aproximaciones generalizadas como el modelo descrito anteriormente.
Si Venus atravesara las partículas destinadas a la Tierra, ¿habría alguna lente o se reduciría significativamente el bombardeo de las partículas influenciadas?
Estamos demasiado lejos para notar cualquier efecto de estela significativo de Venus. En ocasiones, podemos detectar partículas procedentes de Júpiter, pero éstas son muy energéticas y no están relacionadas con los procesos típicos del viento solar.
