- Heliosfera
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Un diagrama mostrando la extensión exterior de la heliosfera, la nube de Oort, y afuera de Alpha Centauri en una escala logarítmica de un millon de UA.[1] (NASA, 1999)
Heliosfera.La heliosfera es el nombre que se le da a la región espacial que se encuentra bajo la influencia del viento solar y su campo magnético, que se compone de iones procedentes de la atmósfera solar y se extiende más allá de la órbita de Plutón.
Esto da origen a una burbuja magnética en cuyo interior se encuentran los planetas de nuestro Sistema Solar. El límite que impone la burbuja se llama heliopausa. La capa que separa a la heliopausa del frente de choque de terminación se llama heliofunda.
Video de la heliopausaHabitualmente se ha pensado en la heliosfera cómo una estructura con forma de cometa; sin embargo, investigaciones realizadas con el instrumento MIMI de la sonda Cassini que complementan a las realizadas por la misión IBEX sugieren que su forma es más parecida a la de una burbuja. Muy importante serán las contribuciones de las sondas interestelares Voyager 1 y Voyager 2 para comprender el fin de la heliopausa y la composición del espacio exterior a nuestro sistema solar.
Contenido
Viento solar
Véase también: Tormenta geomagnéticaEl viento solar consiste en partículas y átomos ionizados provenientes de la corona solar y del campo magnético solar. Nuestro Sol rota una vez cada 27 días aproximadamente lanzando hacia el exterior este viento solar que el campo magnético atrapa en grandes espirales. Las variaciones en el campo magnético solar pueden llevar esas exhalaciones hacia fuera y producen tormentas geomagnéticas en el propio campo magnético de nuestra Tierra.
En marzo de 2005 se descubrió gracias a las mediciones por los instrumentos SWAN (Solar Wind Anisotropies, Anisotropías del Viento Solar) a bordo de la sonda SOHO Solar and Heliospheric Observatory que la heliosfera no es axisométrica, pero está distorsionada, muy posiblemente por el efecto del campo magnético de nuestra galaxia.[1]
Estructura
Corriente heliosférica difusa
La corriente heliosférica difusa hasta la órbita de Júpiter.También llamada en inglés Heliospheric current sheet es una onda en la heliosfera creada por el campo magnético del Sol. Se extiende a través de la heliosfera, se la considera la mayor estructura en el Sistema Solar. Se dice de ella que es la "falda de la bailarina" aludiendo a su forma de superficie espiral.[2]
Estructura exterior
La estructura exterior de la heliopausa está determinada por las interacciones entre el viento solar y los vientos provenientes del espacio interestelar. Los flujos de viento solar que expulsa el Sol se propagan en todas direcciones a velocidades de centenares de kilómetros por segundo, alcanzando los planetas interiores y a la Tierra protegida por su campo magnético. Cuando estos vientos supersónicos alcanzan la órbina de Neptuno se ralentizan al encontrarse con los gases del medio interestelar. Este frenado prosigue en varias etapas:
- El viento solar viaja a velocidades supersónicas a través del sistema solar. En el "termination shock" el viento solar disminuye su velocidad hasta velocidades subsónicas por impactar con el viento solar que ya ha frenado previamente contra el viento interestelar. En este punto la densidad de partículas aumenta.
- Más alla está la heliofunda donde el viento solar es comprimido contra el viento galáctico formando turbulencias y creando una cubierta detrás del Sol como si de la cola de un cometa se tratara.
- La capa más exterior de la heliofunda, donde impacta el viento galáctico, se le denomina heliopausa. Este es el límite final de la heliosfera.
- La heliopausa causa una turbulencia en el medio interestelar donde nuestro Sol orbita el Centro Galáctico. El arco de choque (del inglés bow shock) fuera de la heliopausa, es una región turbulenta causada por la presión del avance de la heliosfera en el medio interestelar.
Frente de choque de terminación
Un ejemplo de termination shock en un fregaderoEl frente de choque de terminación (conocido en inglés como termination shock) es el punto de la heliosfera donde el viento solar se ralentiza por debajo de la velocidad del sonido, debido a las interacciones contra el medio interestelar local. Esto causa compresión, calentamiento por roce y cambios en el campo magnético. En nuestro sistema solar se cree que el termination shock puede estar a 75 o 90 UA.[3] del Sol. En 2007, Voyager 2 pasó a través de la termination shock.[4]
Arco de choque
Vista de un arco de choque en una estrella lejana y su representación. Se cree que nuestro Sol también tendría una.Existe la hipótesis de que el Sol también tiene un arco de choque producido en su viaje a través del medio interestelar, y sería como se muestra en la figura. El choque se debe al parecido con la onda que va dejando tras de sí un barco cuando navega en el mar, aunque en este caso el arco estaría formado por plasma. El choque se produciría debido al impacto del viento interestelar contra nuestra heliosfera. Estos vientos se moverían hacia nuestro Sol a velocidad supersónica y también serían despedidos a esa velocidad al rebotar contra la heliosfera.
Enlaces externos
Cassini Data Help Redraw Shape of Solar System
Referencias
- ↑ 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): pp. 1447–1449. doi:. PMID 15746421. http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=36805.
- ↑ Mursula, K.; Hiltula, T., (2003). «Bashful ballerina: Southward shifted heliospheric current sheet». Geophysical Research Letters 30 (22): p. 2135. doi:. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2003GeoRL..30vSSC2M&db_key=AST&data_type=HTML&formato=&high=42ca922c9c03266.
- ↑ Nemiroff, R.; Bonnell, J. (24 de junio de 2002). «The Sun's Heliosphere & Heliopause». Astronomy Picture of the Day. Consultado el 25-05-2007.
- ↑ «MIT instrument finds surprises at solar system's edge». Massachusetts Institute of Technology (10-12-2007). Consultado el 20-08-2010.
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