📄 Mostrando la versión "Simple" — "Avanzado" aún no está lista. Añádelo a favoritos para ayudar a priorizarla. Pedir el análisis completo

El viento solar es un flujo continuo de partículas cargadas que viajan desde el Sol. Contiene dos componentes principales: protones (núcleos de hidrógeno) y partículas alfa (núcleos de helio, cuatro veces más pesados). Si las partículas simplemente chocaran entre sí, las pesadas partículas alfa deberían enfriarse, cediendo energía a los ligeros protones, y al final todas tendrían la misma temperatura. Pero las mediciones muestran un panorama diferente.

El satélite Wind, lanzado en 1994, ha registrado durante tres décadas la composición y la temperatura del viento solar. Los científicos dividieron todas las mediciones según la velocidad del flujo: viento lento (hasta 400 km/s), viento rápido (más de 500 km/s) e intermedio. En el viento lento, donde las colisiones entre partículas son frecuentes, las temperaturas de protones y partículas alfa son casi iguales, como el agua en un hervidor bien mezclado. En el viento rápido, donde las partículas viajan dispersas y casi no chocan, las partículas alfa resultan estar cuatro veces más calientes que los protones. Es como si en una multitud de corredores, los atletas pesados conservaran más energía porque los empujan con menos frecuencia.

La sorpresa clave es la dependencia del ciclo solar. Durante los años de mínimo de actividad, el Sol emite más viento rápido desde los agujeros coronales polares (regiones con líneas magnéticas abiertas). En el máximo predomina el viento lento y denso. Por lo tanto, la relación de temperaturas cambia de un ciclo a otro. Esto significa que el calentamiento de las partículas cerca de la órbita de la Tierra no está determinado solo por las colisiones locales, sino también por el lugar exacto del Sol del que proviene ese flujo.

El viento solar es como un río que a veces se desborda en un flujo lento y denso, y a veces se precipita en una corriente rápida desde las cumbres de las montañas. Y la temperatura del agua en este río depende no solo de cómo las moléculas se rozan entre sí, sino también de la altura y el cauce por donde ha venido el agua. Tres décadas de observaciones del Wind han permitido ver cómo este flujo cósmico cambia su carácter junto con la respiración del Sol.

Resumen original

tal como lo escribieron los autores, en inglés arXiv:2608.10819v1

The influence of collisional age $$(A_c)$$ on the alpha-to-proton temperature ratio $$(T_\alpha/T_p)$$ has been explored in the past. However, the modulation of this ratio with respect to the solar cycle has remained unexplored so far. We show solar-cycle modulation of $$T_\alpha/T_p$$ and $$A_c$$ using nearly three decades of in-situ observations from Wind spacecraft across distinct solar wind speed regimes and solar activity phases. Our results reveal that in the slow solar wind with velocity $$<400$$ km s$$^{-1}$$, where $$A_c$$ happens to be typically $$>1$$, the ratio $$T_\alpha/T_p$$ stays close to unity. This suggests frequent Coulomb collisions efficiently iron out temperature differences. In contrast, the fast wind with velocity $$>500$$ km s$$^{-1}$$, where $$A_c$$ happens to be typically $$<1$$, mass-proportional heating is most pronounced, with $$T_\alpha/T_p$$ often exceeding 4. The intermediate speed regime ($$400$$-$$500$$ km s$$^{-1}$$) represents a gradual transition between the slow and fast wind populations in terms of their solar-cycle dependence. This behavior reflects the changing dominance of high-speed streams from polar coronal holes during minima to denser slow wind during maxima. These results suggest that mass-proportional ion heating at 1 AU is not solely governed by local collisional physics but is significantly modulated by the solar cycle dependent variations in the solar wind sources.