Heliosfera

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.

Nos primeiros mil millóns de quilómetros do seu radio, o vento solar viaxa por riba do millón de km/h. 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 

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.

 Estrutura 
 Corrente heliosférica difusa 
miniatura|dereita|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..

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.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 ) 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) e é considerada a estrutura máis grande do Sistema Solar. Foi descuberta por John M. Wilcox e Norman F. Ness, que publicaron o seu descubrimento no ano 1965.Wilcox, J. M.; Scherrer, P. H.; Hoeksema, J. T., "The origin of the warped heliospheric current sheet" (1980) 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. 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. 
 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. 
 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 
miniatura|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 de distancia respecto do Sol. No ano 2007, a Voyager 2 pasou a través do choque de terminación do noso sistema solar. 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.

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. A barlovento, o grosor da heliofunda estimase que está entre 10 a 100 AUs.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.

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

 Heliopausa 
miniatura|250px|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, 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, e Voyager 2 chegou o 30 de agosto do 2007, segundo a NASA. 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.

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.

miniatura|200 px|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 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. 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.
 Por outra banda a Voyager 2 atravesou o choque de terminación o 30 de agosto do 2007, a unha distancia de 84 UAs, demostrando así a existencia de fochancas na heliosfera, que posiblemente estean causadas por un campo magnético interestelar.

 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." As interpretación iniciais suxiren "que a influencia do medio interestelar na estrutura da heliosfera e maior do que todo o mundo supoñía".Oct.15/09 IBEX team announcement at http://ibex.swri.edu/
"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."

"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."Dave McComas, IBEX Principal Investigator at http://ibex.swri.edu/

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.

 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.

 Galería de modelos obsoletas de heliosfera 
Estes modelos están catalogados coma obsoletos dende o ano 2009.

 Notas 

 Véxase tamén 
 Bibliografía 



 Outros artigos 
 Mancha solar
 Medio interestelar
 programa Voyager
 Interstellar Boundary Explorer (IBEX)

 Ligazóns externas previas ó 2009 

 "Cassini Data Helps Redraw Shape of Our Solar System" 2010
 Publications in Refereed Journals
 Voyager Interstellar Mission Objectives
 The Heliosphere (Cosmicopia)
 NASA GALEX (Galaxy evolution Explorer) homepage at Caltech
 The Solar and Heliospheric Research Group at the University of Michigan
Atención, estas ligazóns son anteriores ás revisións da Cassini & IBEX do 2009
 The Heliosphere, MIT Space Plasma Group 
 UI's Don Gurnett Says Voyager 1 Is Approaching Edge Of Solar System December 8, 2003 Univ. of Iowa Press release
 NASA's Interstellar Probe (2000) 
 CNN: NASA: Voyager I enters solar system's final frontier – 25 de maio do 2005 
 New Scientist: Voyager 1 reaches the edge of the solar system  – 25 de maio do 2005
 Surprises from the Edge of the Solar System – Novos datos da Voyager 1 de setembro do 2006 
 The heliospheric hydrogen wall and astrospheres 
 Heliosphere, has a diagram. 
 Heliosphere Astronomy Cast episode #65, includes full transcript. 

Categoría:Sol