Así,
han revelado que este medio interestelar está compuesto de átomos de hidrógeno
ionizados extremadamente difusos, polvo y rayos cósmicos intercalados con
densas nubes m
Pero
la naturaleza exacta de ese lugar justo afuera de nuestro Sistema Solar ha sido
largamente un misterio, principalmente porque el Sol, los ocho planetas y otros
objetos estelares están contenidos por una gigantesca burbuja formada por el
viento solar, conocida como la heliosfera.
A
medida que el Sol y los planetas circundantes se reparten a través de la
galaxia, esta burbuja choca con el medio interestelar como un escudo invisible,
lo que permite mantener a raya a la mayoría de los rayos cósmicos dañinos y
otros materiales.
Pero
esta protección también hace mucho más difícil estudiar qué es lo que ocurre
más allá de la burbuja. Incluso determinar su tamaño y forma interior.
Tormentas
estelares
Pero
lejos de ser una frontera visible, el verdadero límite de nuestro Sistema Solar
en realidad se mantiene agitado con campos magnéticos, el choque constante de
tormentas estelares y de tormentas de partículas de alta energía.
El
tamaño y la forma de la burbuja de la heliosfera se altera debido a los cambios
en la energía que provee el Sol, a medida que vamos pasando por
diferentes regiones del medio interestelar.
Cuando
el viento solar aumenta o disminuye, cambia la presión sobre esta burbuja.
En
2014, la actividad del Sol aumentó, y envió lo que podría llamarse un huracán
de viento solar dentro del espacio.
Esa
explosión rápidamente pasó por Mercurio y Venus a una velocidad de 800
kilómetros por segundo. Después de dos días y 150 millones de kilómetros de
recorrido, alcanzó la Tierra. Afortunadamente, nuestro campo magnético nos
protegió de una poderosa radiación solar.
La
onda explosiva continuó su camino hacia Marte un día después y, a través de un
cinturón de asteroides, se encaminó en dirección a los gigantes gaseosos:
Júpiter, Saturno y Urano.
Dos
meses después llegó a Neptuno, que orbita a una distancia del Sol cercana a los
4,5 mil millones de kilómetros.
La
ráfaga de viento solar que emergió después atravesar el frente de choque de
terminación comenzó a viajar a menos de la mitad de su velocidad previa. El
huracán se convirtió en una tormenta tropical.
Entonces,
a finales de 2015, esta ráfaga de viento solar rozó la estructura de la Voyager
2, que no es más grande que un automóvil pequeño.
El plasma que surgió del roce con la
estructura espacial fue detectado por los aparatos de la Voyager, que tienen
más de 40 años de construidos y funcionan gracias a una cada vez más avejentada
batería de plutonio.
La sonda logró enviar la información de
nuevo hacia la Tierra y, a pesar de que las ondas emitidas por la sonda
viajaban a la velocidad de la luz, le tomó 18 horas alcanzar los radios
terrestres.
Lo cierto es que los astrónomos sólo
pueden recibir la información de ambas Voyager gracias a una enorme formación
de platos satelitales y tecnología avanzada que era imposible de concebir, y
muchos menos de fabricar, cuando se envió la sonda al espacio en 1977.
El viento solar alcanzó a la Voyager 2 cuando
todavía estaba dentro de nuestro Sistema Solar.
Un año después, un último aliento de ese
viento alcanzó a la primera Voyager, que ya había cruzado hacia el espacio
interestelar en 2012.
Las diferentes rutas que habían tomado
estas dos sondas cuando fueron lanzadas significaba que una estaba cerca de 30
grados por encima del plano solar y la otra, en la misma ubicación pero
por debajo.
El viento solar alcanzó a ambas en
regiones diferentes y en tiempos distintos, lo que dio a los científicos
algunas pistas sobre la naturaleza de la heliopausa.
La heliosfera como una astrosfera
habitable y su lugar en la galaxia
¿Cuál
es la naturaleza global de la heliosfera?
A
pesar de décadas de estudios, todavía no entendemos la heliosfera global, el
espacio en nuestra galaxia tallado por el Sol y su viento solar en expansión.
La heliosfera presenta una oportunidad única para estudiar en detalle el único
ejemplo accesible (por ahora) de un fenómeno astrofísico fundamental y común:
la formación de una astrosfera alrededor de una estrella (Figura 1). Las
observaciones actuales in situ y de detección remota continúan generando más
acertijos que desafían nuestra visión de la heliosfera. La estructura de la
heliosfera es el resultado de la compleja interacción de plasmas espaciales de
diferentes orígenes: solar y galáctico. Esta interacción involucra el plasma
del viento solar y el campo magnético solar, el plasma y el campo magnético del
medio interestelar (ISM), las partículas neutrales ISM, las partículas
energéticas solares y los rayos cósmicos galácticos (VV Izmodenov, 2009; M.
Opher, 2016; Pogorelov, Fichtner, et al., 2017; Zank, 1999). Los átomos de
hidrógeno interestelares entrantes se cargan en intercambio con los protones
del plasma solar en la heliosfera. Este proceso clave determina el tamaño de la
Heliosfera y propiedades del viento solar a grandes distancias del Sol. Iones
nacidos en un intercambio de carga, estos procesos son recogidos por el viento
solar y se energizan. Partículas energéticas en el la heliosfera exterior
domina el equilibrio de presiones.
Esto
en particular crea un régimen de plasma único.en la heliovaina, la capa más
externa de la heliosfera, que está llena de partículas energéticas.
A medida que nuestra estrella de tipo G2V atraviesa el medio interestelar
galáctico, forma la astrosfera habitable que alberga todo el sistema solar en
el que vivimos. De todas las demás astrosferas, nunca se ha observado una de
nuestro tipo habitable y, sin embargo, solo estamos en el mismísimo punto.
comienzo de descubrir el nuestro. Una sonda interestelar a través del límite
heliosférico hacia el LISM nos permitiría capturar su naturaleza global y
representaría el primer paso de la humanidad hacia la galaxia, donde aguardan
descubrimientos impredecibles. Imágenes cortesía de NASA, excepto "Sun’s
Local Environment" (Rosine Lallement, 2020).
Se descubrió que el campo magnético solar que impregna la heliosfera juega un papel importante en la forma tridimensional de la heliosfera. Un campo magnético predominantemente azimutal conduce a la colimación de el flujo de viento solar en la heliovaina hacia el eje de rotación solar (V. V. Izmodenov & Alexashov, 2015) y puede producir una forma similar a un “croissant” de la heliosfera (M. Opher et al., 2015). Otro Los estudios sugieren que la reconexión magnética del campo magnético solar del sector puede resultar en una compleja estructura heliovaina y permite la mezcla de materia solar e interestelar (Swisdak et al., 2013).
La
actividad solar que cambia con el ciclo solar crea variaciones temporales en la
heliosfera. Variar La presión dinámica del viento solar provoca movimientos en
los límites de la heliosfera, creando una "respiración" heliosfera
(V. Izmodenov et al., 2005; V. V. Izmodenov et al., 2008; Pogorelov et al.,
2009; Provornikova et al., 2014; H. Washimi et al., 2011).
Desde
el exterior, la forma de la heliosfera se ve afectada por el campo magnético
interestelar (ISMF) (campo B).
Su
dirección y magnitud lejos de la heliosfera (presumiblemente> 500 unidades
astronómicas [au]) están mal restringidas. Las únicas estimaciones existentes
provienen de la extrapolación de la Voyager in situ mediciones de campo B justo
fuera de la heliosfera (dentro de unas pocas decenas de unidades astronómicas)
o a partir de observaciones de átomos neutros energéticos de teledetección (ENA)
y Lyman-alfa. Voyager 1 entró ISM en agosto de 2012 y ha proporcionado las
primeras mediciones directas del campo B del LISM dentro de ~ 25 au desde el
límite de la heliosfera. La Voyager 1 observó el campo B de ISM cubierto con el
magnitud promedio <B> ~ (0.48 ± 0.04) nT (Burlaga & Ness, 2016), que
es significativamente más fuerte que el campo magnético en la heliovaina de ~
0,1 nT. La Voyager 2 se unió a la Voyager 1 en su interestelar viaje en noviembre
de 2018 y observó una magnitud B <B> de ~ 0,7 nT. El hecho de que tanto
la Voyager y las naves espaciales no muestran cambios en la dirección B en el
ISM en comparación con el campo B dentro de la heliosfera. fue completamente
inesperado. La dirección se mantuvo predominantemente azimutal después del
cruce de HP. (Burlaga, Ness & Stone, 2013), mientras que se cree que el
campo ISM está inclinado a la dirección azimutal.
La
magnitud del campo B del ISM inferida de los datos de IBEX ENA es ~ 0,25-0,3 nT
(Heerikhuisen et al., 2014). Diferentes magnitudes de campo magnético de
observaciones in situ y remotas sugieren que puede haber variaciones de campo B
en el ISM debido a la presencia de la heliosfera. Mediciones in situ de la
Voyager del campo magnético y las ondas de plasma, así como sus observaciones
de partículas cargadas (colas supratérmicas, rayos cósmicos anómalos [ACR] y rayos
cósmicos galácticos [GCR]), proporcionaron una visión de estos fenómenos
(Burlaga, Ness & Stone, 2013; Krimigis et al., 2013; E. C. Stone et al., 2013).
Aunque
ahora se comprende bien que los iones de captación (PUI) son uno de los
componentes más importantes en la heliosfera exterior, su papel en el
calentamiento del viento solar y la partición de energía en la terminación.
El
choque (TS) y los choques transitorios son objeto de acalorados debates. Una
pregunta abierta adicional son las Fuentes Internas (FI) a través del viento
solar y los mecanismos de su origen.
El
instrumento Around Plutón (SWAP) de New Horizons hizo observaciones de las FI
supratérmicas en la heliosfera exterior más allá de la órbita de Júpiter por
primera vez. Las FI dominan el viento solar térmico, siendo la presión de las
FI típicamente mayor que el viento solar térmico y la presión magnética (D. J.McComas
et al., 2017).
Las
FI median fuertemente en la estructura de los choques en la heliosfera
exterior.(Mostafavi et al., 2017, 2018). Aunque las FI son solo un pequeño
porcentaje de la densidad total de protones en un choque, contienen la mayor
parte de la presión de las partículas internas (Zirnstein, McComas, et al.,
2018).
Aunque
New Horizons mide las FI, es probable que la nave espacial pierda su poder
antes de llegar al heliovaina, donde las FI juegan un papel dominante y no fueron medidos
por Voyager 1 y 2.
Las
mediciones en las regiones fronterizas de la heliosfera ayudarán a comprender
los procesos clave determinando esta región.
Desde los primeros modelos hidrodinámicos, se consideraba que la heliosfera tenía una forma similar a la de un cometa (Baranov et al., 1970; Baranov y Malama, 1993). Modelos cinético-magnetohidrodinámicos (MHD) modernos muestran un tipo similar de forma de heliosfera, con la cola que se extiende a miles de astronómicos unidades (V. V. Izmodenov & Alexashov, 2015; Pogorelov, Fichtner, et al., 2017) (Figura 2). Sin embargo, M. Opher et al. Sugirieron otro escenario. (2015); Merav Opher et Alabama. (2018), donde la heliosfera tiene forma de croissant con dos chorros de viento solar confinados por el campo magnético solar
La naturaleza física global de la heliosfera escapa a nuestra comprensión y requiere una nueva física para ser incorporado en modelos. Un modelo cinético-MHD 3D del grupo de Moscú que muestra la heliosferacon la cola (reproducido de V. V. Izmodenov y Alexashov (2015) con permiso; © AAS). (Centro) Heliosfera similar a un "croissant" con dos chorros (reproducido de M. Opher et al. (2015) con el permiso de AIP Publishing). (Derecha) Un modelo global 3D con variaciones del ciclo solar que muestra la heliosfera. con la cola (reimpreso de Pogorelov, Fichtner, et al. (2017) con permiso; © 2017 Springer).
Observaciones remotas desde el interior de la heliosfera por IBEX (izquierda) (de D. J. McComas,Allegrini, Bochsler, Bzowski, Christian y col. (2009); reimpreso con permiso de AAAS) y Cassini (derecha) (reimpreso de Dialynas et al. (2017) con permiso; © 2017 Springer Nature Limited)
¿Cómo afectan el sol y la galaxia a la
dinámica de la heliosfera?
El
Sol influye en la dinámica de toda la heliosfera y sus límites a lo largo del
ciclo de actividad de 11 años. Incluso a 145 au, la Voyager 1 todavía detecta
una influencia significativa de la dinámica del Sol.
Desde
el mínimo solar al máximo solar, la presión dinámica del viento solar cambia en
un factor de dos. Los modelos predicen que los límites de la heliosfera global
y localmente responden a los cambios de presión dinámica del viento solar y se
mueven hacia adentro y hacia afuera (V. Izmodenov et al., 2005; VV Izmodenov et
al., 2008; Pogorelov et al. , 2009; Provornikova et al., 2014; Haruichi Washimi
et al., 2007; H. Washimi et al., 2011). El viento solar varía en diferentes
escalas temporales y espaciales durante el ciclo solar. Las eyecciones de masa
coronal (CME) que emergen del Sol predominantemente durante el viaje máximo
solar en el espacio interplanetario (JD Richardson et al., 2006), interactúan
entre sí y se fusionan, produciendo regiones de interacción fusionada global a
gran escala (GMIR) (Burlaga, 1993). Los GMIR se caracterizan por campos
magnéticos y de alta presión en la heliosfera exterior.
Durante la fase de declive del ciclo solar, el viento solar en la heliosfera está dominado por regiones de interacción corotante (CIR) de larga duración (Burlaga et al., 2003). Los CIR se caracterizan por un campo magnético, una densidad plasmática y una presión mejorados, y están delimitados por un par de choques que se forman típicamente en ~ 2-5 au. Los choques CIR son aceleradores eficientes de partículas, tanto de iones como de electrones. Las observaciones de los CIR por la Voyager 2 y Pioneer 10 en la heliosfera interior dentro de 10 au mostraron que la presión dinámica en los CIR puede aumentar en un factor de 15-30. A distancias heliosféricas más grandes, los CIR se expanden y se fusionan en estructuras más complejas, pero continúan afectando el plasma, los campos y las partículas. Cerca de 45 au, los datos de la Voyager 2 muestran la secuencia de aumentos bruscos y recurrentes en la velocidad del viento solar durante el mínimo solar en 1994-1995 que se asemejan mucho a los choques frontales. A estas alturas, la Voyager 1 ha viajado 25 au en el espacio interestelar, que se esperaba que fuera un medio tranquilo con poca dinámica esperada. Sin embargo, la Voyager 1 hizo un descubrimiento notable al observar ondas de choque en esta región. Los choques son presumiblemente impulsados por transitorios solares que alcanzó el límite de la heliosfera.
El Sol
produce un aluvión constante de partículas de alta energía conocidas como
viento solar, que pueden subir y bajar con la actividad de nuestra estrella.
Preguntas
Muchas
preguntas quedan aún sin respuesta, incluyendo aquellas sobre qué tan común es
nuestra burbuja protectora de viento solar.
Y
eso es posible porque, al mantener el medio interestelar a raya, el viento
solar también mantiene lejos el bombardeo, fatal para nuestro Sistema Solar, de
radiación y partículas mortales de alta energía desde lo más profundo del
espacio.
"Si
no tuviéramos el viento solar protegiéndonos, no sé si estaríamos vivos",
Dra. Anayatzin S. Mendoza
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