Heliosfera

O Sistema Solar, a escala logarítmica, amosando a heliosfera e rexións moita máis afastas coma a nube de Oort e incluso Alpha Centauri

A heliosfera é o nome que se lle dá á rexión do espazo que se atopa baixo a influencia do vento solar, a cal se compón de ións procedentes da atmosfera solar e que descansa no medio interestelar. Aínda que os átomos electricamente neutros poden penetrar na heliosfera procedentes do medio interestelar, na práctica todo o material da heliosfera procede do Sol. Ó longo de varias décadas pensábase que se estendía coma unha longa cola de cometa, pero os datos das sondas Cassini e IBEX amosan que posúe unha forma diferente.[1][2]

Nos primeiros mil millóns de quilómetros do seu radio, o vento solar viaxa por riba do millón de km/h.[3][4] Así coma comeza a entrar no medio interestelar, vai perdendo velocidade ata deterse totalmente. O punto onde o vento solar comeza a viaxar por debaixo da velocidade do son chamase choque de terminación; o punto no que a perda de presión do vento solar causada pola dispersión inherente á súa difusión radial iguala á presión exterior do medio interestelar chamase heliopausa, a rexión entre a heliopausa e o choque de terminación é chamada heliofunda; o punto no que o medio interestelar viaxa cara ó Sol e colisiona contra a heliosfera é chamado bow shock (estela de choque), a hipotética rexión entre o bow shock e a heliopausa chamase valado de hidróxeno.

Vento solar

Artigos principais: Vento solar e Medio interplanetario.

O vento solar consiste en partículas, átomos ionizados procedentes da coroa solar, e que están presente sobre todo nos campos magnéticos. Como o Sol rota aproximadamente cada 27 días, o campo magnético transportado polo vento solar está inmerso nunha espiral. As variacións do campo magnético solar implican variacións no vento solar emitido polo Sol, estas variacións son as causantes das tormentas magnéticas ocasionadas na magnetosfera terrestre.

En marzo do 2005, foron anunciadas as medicións feitas polo instrumento Solar Wind Anisotropies (SWAN) que viaxaba a bordo da sonda Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) que amosa que a heliosfera, o volume onde o vento solar prevén que o Sistema Solar quede exposto directamente o medio interestelar local, non é asimétrica, que está distorsionada, posiblemente polo efecto campo magnético galáctico local.[5]

Estrutura

Corrente heliosférica difusa

A corrente heliosférica difusa con forma da saia dunha bailarina, resultado da influencia do campo magnético do Sol en rotación dentro do plasma do medio interplanetario.[6].

A corrente heliosférica difusa (HCS) é a superficie dentro do Sistema Solar onde a polaridade do campo magnético do Sol muda do norte ó sur. Esta superficie estendese ó longo do plano ecuatorial da heliosfera.[7][8] A forma de espiral (de saia de bailarina) da corrente heliosférica difusa é o resultado da rotación do campo magnético solar no medio interplanetario (vento solar)[6] e é considerada a estrutura máis grande do Sistema Solar.[9] Foi descuberta por John M. Wilcox e Norman F. Ness, que publicaron o seu descubrimento no ano 1965.[10] Unha pequenisima corrente eléctrica flúe dentro desta espiral, de tan só 10−10 A/m². O grosor desta espiral é duns 10.000 kms.

Estrutura exterior

A estrutura exterior da heliosfera ven determinada polas interaccións entre o vento solar e os ventos do espazo interestelar. O vento solar flúe cara a fora en tódalas direccións a velocidades de varios centos de km/s na veciñanza da Terra.[11][12] Nun certo punto, máis aló da órbita de Neptuno, este vento supersónico vai desacelerando para atoparse cos gases do medio interestelar. Isto ocorre en varias etapas:

  • O vento solar que viaxa a velocidade supersónica, ata un punto chamado Choque de terminación, no cal baixa ata unha velocidade subsónica (por debaixo da velocidade do son).
  • Este vento xa subsónico, pódese ver afectado polo medio interestelar: o cal en teoría presurizaría o vento solar dándolle unha forma de cola de cometa por detrás do Sol, está capa sería a heliofunda. Cabe subliñar que estudos científicos levados a cabo no ano 2009 amosa que este modelo moi probablemente sexa incorrecto.[1][2]
  • O bordo externo onde a heliofunda, onde a heliosfera se atopa co medio interestelar é chamado heliopausa, este bordo engloba a toda a heliosfera. Cabe subliñar que estudos científicos levados a cabo no ano 2009 amosa que este modelo moi probablemente sexa incorrecto.[1][2]
  • A heliosfera causa turbulencias no medio interestelar a medida que o Sol orbita ó redor do centro galáctico. O bow shock, fora da heliosfera, é unha rexión turbulenta causada pola presión do avance da heliosfera contra o medio interestelar.

Choque de terminación

Un choque de terminación nun pía.

O choque de terminación é o punto da heliosfera no que o vento solar baixa a súa velocidade a unha velocidade subsónica (respecto da súa estrela) debido as interaccións co medio interestelar local. Isto causa unha compresión, un quecemento e un cambio no campo magnético. No noso Sistema Solar, pénsase que o choque de terminación está entre 75 a 90 UAs[13] de distancia respecto do Sol. No ano 2007, a Voyager 2 pasou a través do choque de terminación do noso sistema solar.[14] A sonda actualmente ten pasado cinco veces a través do choque de terminación a causa da flutuación do límite do mesmo, xa que a distancia do choque de terminación respecto do Sol flutúa debido as variacións provocadas polas erupcións solares; p.ex., cambios nas cantidades de emisión de gases e po procedente do Sol.

A onda de choque xorde porque as partículas do vento solar son emitidas a unha velocidade duns 400 km/s, mentres cá velocidade do son (no medio interestelar) é duns 100 km/s (a velocidade exacta depende da densidade é flutúa considerablemente). O medio interestelar, aínda que ten unha densidade moi baixa, ten unha presión constante asociada, a presión do vento solar decrece ó cadrado ó gañar distancia respecto da súa estrela. Tal coma o vento solar vai gañando distancia respecto da súa estrela, a presión diminúe o suficiente coma para baixar da velocidade do son, o que causa a onda de choque.

Outro choque de terminación poder ser visto nos sistemas terrestres; posiblemente o máis sinxelo de ver, só hai que abri-la billa e deixar corre-la auga dentro da pía, o que creará no fondo da mesma unha onda de choque. Unha vez que o chorro de auga toca o fondo da pía, a auga estendese cara a fora a unha velocidade máis grande cá velocidade de onda local, formando un disco liso (en clara analoxía co vento solar supersónico). O redor do perímetro do disco, formase unha pequena banda turbulenta debido ó choque de onda, despois a auga movese paseniño xa que viaxa xa por debaixo da velocidade local de onda (de xeito análogo a como o fai o vento solar despois de sobrepasa-lo choque de terminación ou o medio interestelar subsónico).

para máis información diríxase a: Salto hidráulico.

Tal coma se sae do Sistema Solar, o choque de terminación é seguido da heliopausa, onde o vento solar é detido polo medio interestelar, despois ben o bow shock que remata onde as partículas do medio interestelar xa non son excitadas enerxeticamente.

Evidencias presentadas non encontro da American Geophysical Union de maio do 2005 polo Dr. Ed Stone suxire que a Voyager 1 pasou polo choque de terminación en decembro so 2004, cando estaba unhas 94 UAs respecto do Sol, evidencias baseadas nos cambio nas lecturas do magnetismo tomadas pola sonda. Pola contra, a sonda Voyager 2 comezou a detectar partículas que retornaban cando só estaba a 76 UAs do Sol, isto foi en maio do 2006. Estes feitos implican que a heliosfera podía que teña unha forma irregular, facendo croques cara a fora no hemisferio norte do Sol e cara a dentro no hemisferio sur.[15]

A misión da Interstellar Boundary Explorer (IBEX) esta tratando re xuntar máis datos sobre o choque de terminación do Sistema Solar.

Heliofunda

A heliofunda é a rexión da heliosfera que queda máis aló do choque de terminación. Así coma o vento solar se vai detendo, é comprimido e tornase máis turbulento debido ás interacción co medio interestelar. A súa distancia respecto do Sol sería aproximadamente de entre 80 a 100 UAs no seu punto máis próximo; como se supón que forma da heliofunda é semellante a dun cometa, a cola podería ter moita máis lonxitude na dirección oposta a do avance do Sol no medio interestelar. Resultados científicos obtidos no ano 2009 amosan que este modelo posiblemente sexa incorrecto.[1][2] A barlovento, o grosor da heliofunda estimase que está entre 10 a 100 AUs.[16]

Actualmente as misións das sondas Voyager 1 e Voyager 2 están estudando a heliofunda.

Heliopausa

Recreación en vídeo da heliopausa

A heliopausa é a fronteira teórica onde o vento solar é detido polo medio interestelar; a partir deste punto o vento solar xa non é capaz de empurrar cara atrás os ventos estelares procedentes das estrelas veciñas.

Hipóteses

De acordo cunha das hipóteses,[17] existe unha rexión de hidróxeno quente coñecida coma valado de hidróxeno (muro) entre o bow shock e a heliopausa. Este valado está composto de material interestelar que interactúa co bordo da heliosfera.

Outras hipóteses suxiren que a heliopausa podería ser máis pequena na cara do Sistema Solar que vai co movemento do Sol a través da galaxia. Isto tamén dependería da velocidade actual do vento solar e da densidade local do medio interestelar. Sábese que a heliopausa descansa máis aló da órbita de Neptuno. Actualmente as misións das sondas Voyager 1 e 2 están chegando e estudando o choque de terminación, a heliofunda e a heliopausa. A Voyager 1 chegou ó choque de terminación o 23-24 de maio do ano 2005,[18] e Voyager 2 chegou o 30 de agosto do 2007, segundo a NASA.[19] É prematuro dicir que ambas as misións acaden o coñecemento definitivo da heliopausa por si mesmas, xa que mentres estas sondas están viaxando cara ó medio interestelar, a misión da Interstellar Boundary Explorer (IBEX) está tratando de comprende-la heliopausa dende unha órbita terrestre dende o seu lanzamento no ano 2008. Os seus resultados iniciais (outubro do 2009) da IBEX suxiren que as presuncións previas de como era a heliopausa están lonxe da verdadeira complexidade da mesma.[20]

Cando as partículas emitidas polo Sol chocan contra as do medio interestelar, estas desaceleran mentres se van desprendendo de enerxía. Moitas destas partículas vanse acumulando ó redor da heliopausa, teñen moita enerxía a consecuencia da súa desaceleración, creando así unha onda de choque.

Unha definición alternativa é que a heliopausa é a magnetopausa entre a magnetosfera do Sistema Solar e o plasma da galaxia.

Unha imaxe (dereita) e unha impresión artística (esquerda) do bow shock da estrela R Hydrae.

Bow shock

Fixéronse hipóteses sobre que o Sol posuía un bow shock (choque en arco) producido na súa viaxe a través do medio interestelar, tal coma amosa a figura. O nome en inglés é unha reminiscencia da estela que fai unha quilla dun barco na auga ó viaxar por ela, pero plasma no canto de auga. Os Bow shocks ocorren cando o medio interestelar se esta movendo cara o Sol a velocidades supersónicas, así como o vento solar se despraza supersonicamente respecto do Sol. Cando o vento interestelar choca contra a heliosfera, detense e crea unha rexión turbulenta. Os científicos da NASA Robert Nemiroff e Jerry Bonnell pensan que o bow shock do noso Sol podería estar a unhas 230 UAs[13] respecto del.

Este fenómeno foi observado polo telescopio orbital da NASA GALEX. A estrela xigante Mira da constelación de Cetus amosou te-los dou tipos, un ó estilo da cola dun cometa (quedando por detrás da estrela) e outro distinto e precedendo ó anterior, na dirección do movemento da estrela a través do espazo (a uns 130 kms por segundo).

Detección a través de sondas espaciais

Primeiras sondas interplanetarias

As dimensións e forma da heliopausa aínda son incertas. sondas interplanetarias/interestelares coma a Pioneer 10, Pioneer 11, Voyager 1 e Voyager 2 están viaxando cara fora do Sistema Solar e irán atravesando a heliopausa.

  • Pénsase que a Voyager 1 atravesou o choque de terminación e entrou na heliofunda a mediados do mes de decembro do 2004, a unha distancia de 94 UAs.[21] Un anuncio anterior precisaba que este feito tivera acontecido en agosto do 2002 (a unha distancia de 85 AU), hoxe en día pénsase que este anuncio foi prematuro.[22]
  • Por outra banda a Voyager 2 atravesou o choque de terminación o 30 de agosto do 2007, a unha distancia de 84 UAs,[23] demostrando así a existencia de fochancas na heliosfera, que posiblemente estean causadas por un campo magnético interestelar.[24]

Resultados da Interstellar Boundary Explorer

Os datos iniciais da sonda Interstellar Boundary Explorer (IBEX), lanzada en outubro do 2008, amosou a existencia dunha "estreita capa que é dúas ou tres veces máis brillante que calquera outra cousa no ceo que non fora predita con anterioridade."[2] As interpretación iniciais suxiren "que a influencia do medio interestelar na estrutura da heliosfera e maior do que todo o mundo supoñía".[25] "Ninguén coñece que é o que crea a capa de ENA (energetic neutral atoms-átomos enerxizados neutros), pero todo o mundo está de acordo que o modelo da heliosfera (na cal o sistema solar está envolto con partículas cargadas procedentes do vento solar que avanza entre a avalancha do vento galáctico do medio interestelar que lle confire á heliosfera unha forma de cometa) é erróneo."[26]

"Os resultados da IBEX son moi rechamantes! O que estamos vendo nestes mapas non coincide con nada dos modelos teóricos previos desta rexión. É moi excitante para os científicos revisar estes mapas (ENA) co fin de entender como é nosa heliosfera e como interactúa coa nosa galaxia."[27]

En outubro do 2010, foron detectados cambios significativos nesta capa despois de que pasarán 6 meses, cambios detectados nunha segunda serie de observacións feitas pola IBEX.[28]

Resultados da Cassini

Máis cunha forma de cometa, a heliosfera semella ter unha forma de burbulla de acordo cos datos obtidos pola cámara Ion and Neutral Camera (MIMI / INCA) da sonda Cassini. A heliosfera máis que estar dominada polas colisións entre o vento solar e o medio interestelar, o mapa do INCA (ENA - energetic neutral atom, uso da detección dos átomos enerxizados neutros) suxire que esta iteración está máis controlada polas partículas presurizadas e densidade do campo de enerxía magnética.[1]

Galería de modelos obsoletas de heliosfera

Estes modelos están catalogados coma obsoletos dende o ano 2009.[1][2]

  • Diagrama coas partes da heliosfera. A forma podería ser incorrecta, está baseado nos resultados preliminares da sonda Interstellar Boundary Explorer.
    Diagrama coas partes da heliosfera. A forma podería ser incorrecta, está baseado nos resultados preliminares da sonda Interstellar Boundary Explorer.
  • A heliopausa é a fronteira entre a heliosfera e o medio interestelar. Así coma o vento solar chega a heliopausa, este desacelerase bruscamente, formando unha onda de choque chamada choque de terminación.
    A heliopausa é a fronteira entre a heliosfera e o medio interestelar. Así coma o vento solar chega a heliopausa, este desacelerase bruscamente, formando unha onda de choque chamada choque de terminación.
  • Un diagrama describindo a posición do Voyager 1 na heliofunda. Dende entón a Voyager 2 tamén entrou na heliofunda.
    Un diagrama describindo a posición do Voyager 1 na heliofunda. Dende entón a Voyager 2 tamén entrou na heliofunda.

Notas

  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 Johns Hopkins University (18-10-2009). "New View Of The Heliosphere: Cassini Helps Redraw Shape Of Solar System". ScienceDaily. Consultado o 22-10-2009. 
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 "First IBEX Maps Reveal Fascinating Interactions Occurring At The Edge Of The Solar System". Consultado o 05-10-2010. 
  3. ↑ Dr. David H. Hathaway (18-06-2007). NASA, ed. "The Solar Wind". Arquivado dende o orixinal o 22-08-2011. Consultado o 2007-12-11. 
  4. ↑ Robert Roy Britt (15-03-2000). SPACE.com, ed. "A Glowing Discovery at the Forefront of Our Plunge Through Space". Arquivado dende o orixinal o 16-07-2008. Consultado o 24-05-2006. 
  5. ↑ Lallement, R.; Quémerais, E.; Bertaux, J. L.; Ferron, S.; Koutroumpa, D.; Pellinen, R. (2005). "Deflection of the Interstellar Neutral Hydrogen Flow Across the Heliospheric Interface". Science 307 (5714): 1447–1449. PMID 15746421. doi:10.1126/science.1107953. Consultado o 25-05-2007. 
  6. ↑ 6,0 6,1 Wilcox Solar Observatory, ed. (2006). "The Mean Magnetic Field of the Sun". Consultado o 01-08-2007. 
  7. ↑ "A Star with two North Poles, April 22, 2003, Science @ NASA". Arquivado dende o orixinal o 18 de xullo de 2009. Consultado o 04 de decembro de 2010. 
  8. ↑ Riley, Pete; Linker, J. A.; Mikić, Z., "Modeling the heliospheric current sheet: Solar cycle variations", (2002) Journal of Geophysical Research (Space Physics), Volume 107, Issue A7, pp. SSH 8-1, CiteID 1136, DOI 10.1029/2001JA000299. (Full text Arquivado 14 de agosto de 2009 en Wayback Machine.)
  9. ↑ Mursula, K.; Hiltula, T., (2003). "Bashful ballerina: Southward shifted heliospheric current sheet". Geophysical Research Letters 30 (22): 2135. doi:10.1029/2003GL018201. 
  10. ↑ Wilcox, J. M.; Scherrer, P. H.; Hoeksema, J. T., "The origin of the warped heliospheric current sheet" (1980)
  11. ↑ May-Britt Kallenrode (2004). Space Physics: An Introduction to Plasmas and. Springer. ISBN 3540206175. 
  12. ↑ Suess, Steve (03-06-1999). NASA/Marshall Space Flight Center, ed. "Overview and Current Knowledge of the Solar Wind and the Corona". The Solar Probe. Arquivado dende o orixinal o 10-06-2008. Consultado o 07-05-2008. 
  13. ↑ 13,0 13,1 Nemiroff, R.; Bonnell, J. (24-06-2002). Astronomy Picture of the Day, ed. "The Sun's Heliosphere & Heliopause". Consultado o 25-05-2007. 
  14. ↑ Massachusetts Institute of Technology, ed. (10-12-2007). "MIT instrument finds surprises at solar system's edge". Consultado o 20-08-2010. 
  15. ↑ Ker Than (24-05-2006). CNN, ed. "Voyager II detects solar system's edge". Consultado o 25-05-2007. 
  16. ↑ Conferencia: Imaging of the Heliospheric Boundary (Tempe, Arizona), por Pontus Brandt (do 27-02 a 02-03 do 2007), publicada polo Lunar and Planetary Institute no libro: NASA Advisory Council Workshop on Science Associated with the Lunar Exploration Architecture: White Papers, consultado ó 25-05-2007.
  17. ↑ Wood, B. E.; Alexander, W. R.; Linsky, J. L. (13-07-2006). American Astronomical Society, ed. "The Properties of the Local Interstellar Medium and the Interaction of the Stellar Winds of \epsilon Indi and \lambda Andromedae with the Interstellar Environment". Arquivado dende o orixinal o 19-05-2007. Consultado o 25-05-2007. 
  18. ↑ Bill Steigerwald (24 de maio de 2005). American Astronomical Society, ed. "Voyager Enters Solar System's Final Frontier". Arquivado dende o orixinal o 16 de maio de 2020. Consultado o 25 de maio de 2007. 
  19. ↑ Jet Propulsion Laboratory, ed. (10 de decembro de 2007). "Voyager 2 Proves Solar System Is Squashed". Arquivado dende o orixinal o 13-12-2007. Consultado o 25-05-2007. 
  20. ↑ "BBC News article". 15 de outubro de 2009. Consultado o 4 de maio de 2010. 
  21. ↑ Donald A. Gurnett (01-06-2005). Department of Physics and Astronomy (University of Iowa), ed. "Voyager Termination Shock". Consultado o 06-02-2008. 
  22. ↑ Celeste Biever (25-05-2005). NewScientist, ed. "Voyager 1 reaches the edge of the solar system". Arquivado dende o orixinal o 13-02-2008. Consultado o 06-02-2008. 
  23. ↑ David Shiga (10-12-2007). NewScientist, ed. "Voyager 2 probe reaches solar system boundary". Arquivado dende o orixinal o 14-02-2008. Consultado o 06-02-2008. 
  24. ↑ "Voyager 2 Proves Solar System Is Squashed NASA.gov #2007-12-10". Arquivado dende o orixinal o 25 de novembro de 2021. Consultado o 03 de decembro de 2010. 
  25. ↑ Oct.15/09 IBEX team announcement at http://ibex.swri.edu/
  26. ↑ Kerr, Richard A. (2009). "Tying Up the Solar System With a Ribbon of Charged Particles". Science 326 (5951): 350–351. PMID 19833930. doi:10.1126/science.326_350a. 
  27. ↑ Dave McComas, IBEX Principal Investigator at http://ibex.swri.edu/
  28. ↑ "The Ever-Changing Edge of the Solar System (Oct/02/2010) - Astrobiology Magazine". Arquivado dende o orixinal o 04 de novembro de 2013. Consultado o 03 de decembro de 2010. 

Véxase tamén

Bibliografía

Outros artigos

Ligazóns externas previas ó 2009

Atención, estas ligazóns son anteriores ás revisións da Cassini & IBEX do 2009

Strategi Solo vs Squad di Free Fire: Cara Menang Mudah!