Heliosfera

La heliosfera es la vasta región del espacio en forma de burbuja que rodea y es creada por el Sol . En términos de la física del plasma, es la cavidad formada por el Sol en el medio interestelar circundante . La "burbuja" de la heliosfera se "infla" continuamente por el plasma que se origina en el Sol, conocido como viento solar . Fuera de la heliosfera, este plasma solar da paso al plasma interestelar que impregna la Vía Láctea . Los niveles de radiación dentro y fuera de la heliosfera difieren; en particular, los rayos cósmicos galácticos son menos abundantes dentro de la heliosfera, por lo que los planetas del interior (incluidosTierra ) están parcialmente protegidos de su impacto. La palabra "heliosfera" probablemente fue acuñada por Alexander J. Dessler , a quien se le atribuye el primer uso de la palabra en la literatura científica en 1967. ^[1] El estudio científico de la heliosfera es la heliofísica , que incluye el clima espacial y el clima espacial .

Arriba : Diagrama de la heliosfera mientras viaja a través del medio interestelar : Heliosheath : la región exterior de la heliosfera; el viento solar es comprimido y turbulento Heliopausa : el límite entre el viento solar y el viento interestelar donde están en equilibrio. Medio : agua corriendo hacia un sumidero como una analogía para la heliosfera y sus diferentes zonas (izquierda) y la Voyager midiendo una gota de las partículas de alta energía del viento solar en el choque de terminación (derecha) Parte inferior : Escala logarítmica del sistema solar y Voyager 1 's posición. Gliese 445 en el extremo derecho, en contraste, está aproximadamente 10,000 veces más lejos del Sol que la Voyager .

Fluyendo sin obstáculos a través del Sistema Solar durante miles de millones de kilómetros, el viento solar se extiende mucho más allá incluso de la región de Plutón , hasta que encuentra el "choque de terminación", donde su movimiento se ralentiza abruptamente debido a la presión exterior del medio interestelar. Más allá del impacto se encuentra la "heliovaina", una amplia región de transición entre la heliosfera interna y el ambiente externo. El borde más externo de la heliosfera se llama "heliopausa". La forma general de la heliosfera se asemeja a la de un cometa : es aproximadamente esférica en un lado, con una larga cola en el lado opuesto, conocida como heliotail.

Dos naves espaciales del programa Voyager exploraron los confines de la heliosfera, pasando por el choque de terminación y la heliovaina. La Voyager 1 encontró la heliopausa el 25 de agosto de 2012, cuando la nave espacial midió un aumento repentino de cuarenta veces en la densidad del plasma . ^{[2] La} Voyager 2 atravesó la heliopausa el 5 de noviembre de 2018. ^[3] Debido a que la heliopausa marca el límite entre la materia que se origina en el Sol y la materia que se origina en el resto de la galaxia, naves espaciales que parten de la heliosfera (como las dos Voyager) están en el espacio interestelar .

Resumen

Mapa energético de átomos neutros por IBEX . Crédito: Estudio de visualización científica del Centro de vuelo espacial Goddard / NASA .

Gráficos de detecciones de heliopausa por la Voyager 1 y la Voyager 2. Desde entonces, la Voyager 2 ha cruzado la heliopausa hacia el espacio interestelar.

Voyager 1 y 2 velocidad y distancia del sol

La heliosfera es el área bajo la influencia del Sol; los dos componentes principales para determinar su borde son el campo magnético heliosférico y el viento solar del Sol. Tres secciones principales desde el comienzo de la heliosfera hasta su borde son el choque de terminación, la heliovaina y la heliopausa. Cinco naves espaciales han devuelto gran parte de los datos sobre sus alcances más lejanos, incluidos Pioneer 10 (1972-1997; datos hasta 67 AU), Pioneer 11 (1973-1995; 44 AU), Voyager 1 y Voyager 2 (lanzados en 1977, en curso), y New Horizons (lanzado en 2006). También se ha observado que a partir de sus bordes se ha producido un tipo de partícula llamada átomo neutro energético (ENA).

A excepción de las regiones cercanas a obstáculos como planetas o cometas , la heliosfera está dominada por material que emana del Sol, aunque los rayos cósmicos , los átomos neutros que se mueven rápidamente y el polvo cósmico pueden penetrar en la heliosfera desde el exterior. Las partículas del viento solar, que se originan en la superficie extremadamente caliente de la corona , alcanzan una velocidad de escape , fluyendo hacia afuera a una velocidad de 300 a 800 km / s (671 mil a 1,79 millones de mph o de 1 a 2,9 millones de km / h). ^[4] Cuando comienza a interactuar con el medio interestelar , su velocidad disminuye hasta detenerse. El punto donde el viento solar se vuelve más lento que la velocidad del sonido se llama choque de terminación ; el viento solar continúa disminuyendo a medida que pasa a través de la heliovaina que conduce a un límite llamado heliopausa , donde el medio interestelar y las presiones del viento solar se equilibran. El choque de terminación fue atravesado por la Voyager 1 en 2004, ^[5] y la Voyager 2 en 2007. ^[6]

Se pensó que más allá de la heliopausa había un arco eléctrico , pero los datos del Interstellar Boundary Explorer sugirieron que la velocidad del Sol a través del medio interestelar es demasiado baja para que se forme. ^[7] Puede ser una "ola de proa" más suave. ^[8]

Los datos de la Voyager llevaron a una nueva teoría de que la heliovaina tiene "burbujas magnéticas" y una zona de estancamiento. ^{[9] [10]} También hubo informes de una 'región de estancamiento' dentro de la heliovaina, comenzando alrededor de 113  au (1,69 × 10 ¹⁰  km; 1,05 × 10 ¹⁰  mi), fue detectada por la Voyager 1 en 2010. ^[9] Allí la velocidad del viento solar cae a cero, la intensidad del campo magnético se duplica y los electrones de alta energía de la galaxia aumentan 100 veces. ^[9]

A partir de mayo de 2012 a 120 au (1,8 × 10 ¹⁰  km; 1,1 × 10 ¹⁰  mi), la Voyager 1 detectó un aumento repentino de los rayos cósmicos, una señal aparente de aproximación a la heliopausa. ^[11] En el verano de 2013, la NASA anunció que la Voyager 1 había llegado al espacio interestelar el 25 de agosto de 2012. ^[12]

En diciembre de 2012, la NASA anunció que, a finales de agosto de 2012, la Voyager 1, a unas 122 au (1,83 × 10 ¹⁰  km; 1,13 × 10 ¹⁰  mi) del Sol, entró en una nueva región que llamaron la "autopista magnética", un área todavía bajo la influencia del sol pero con algunas diferencias dramáticas. ^[5]

El Pioneer 10 fue lanzado en marzo de 1972 y en 10 horas pasó por la Luna; Durante los próximos 35 años aproximadamente, la misión sería la primera en presentar muchos de los primeros descubrimientos sobre la naturaleza de la heliosfera, así como el impacto de Júpiter en ella. ^[13] Pioneer 10 fue la primera nave espacial en detectar iones de sodio y aluminio en el viento solar, así como helio en el interior del Sistema Solar. ^[13] En noviembre de 1972, el Pioneer 10 se encontró con la enorme magnetosfera de Júpiter (en comparación con la Tierra), y entraría y salía de ella y la heliosfera 17 veces trazando su interacción con el viento solar. ^{[13] El} Pioneer 10 devolvió datos científicos hasta marzo de 1997, incluidos datos sobre el viento solar de aproximadamente 67 AU en ese momento. ^[14] También fue contactado en 2003, cuando estaba a una distancia de 7.6 mil millones de millas de la Tierra (82 UA), pero no se devolvieron datos de instrumentos sobre el viento solar en ese momento. ^{[15] [16]}

La Voyager 1 superó la distancia radial al Sol de la Pioneer 10 en 69,4 UA el 17 de febrero de 1998, porque viajaba más rápido ganando alrededor de 1,02 UA por año. ^[17] Pioneer 11 , lanzado un año después de Pioneer 10 , llevó datos similares a los de Pioneer a 44,7 AU en 1995 cuando concluyó la misión. ^{[16] El} Pioneer 11 tenía un conjunto de instrumentos similar al 10, pero también tenía un magnetómetro de puerta de flujo. ^[17] Las naves espaciales Pioneer y Voyager estaban en trayectorias diferentes y, por lo tanto, registraron datos sobre la heliosfera en diferentes direcciones generales lejos del Sol. ^{[16] Los} datos obtenidos de las naves espaciales Pioneer y Voyager ayudaron a corroborar la detección de una pared de hidrógeno. ^[18]

Las Voyager 1 y 2 se lanzaron en 1977 y operaron continuamente hasta al menos finales de la década de 2010, y encontraron varios aspectos de la heliosfera más allá de Plutón. ^[19] En 2012, se cree que la Voyager 1 pasó por la heliopausa, y la Voyager 2 hizo lo mismo en 2018 ^{[19] [20]}

Los Voyager gemelos son los únicos objetos hechos por el hombre que han entrado en el espacio interestelar. Sin embargo, aunque han abandonado la heliosfera, todavía no han abandonado el límite del Sistema Solar, que se considera el borde exterior de la Nube de Oort . ^[21] Al pasar la heliopausa, Voyager 2 's Experimento Plasma Science (PLS) observó una fuerte disminución de la velocidad de partículas de viento solar el 5 de noviembre y no ha habido ninguna señal de él desde entonces. Los otros tres instrumentos a bordo que miden los rayos cósmicos, las partículas cargadas de baja energía y los campos magnéticos también registraron la transición. ^[22] Las observaciones complementan los datos de la misión IBEX de la NASA. La NASA también está preparando una misión adicional, Interstellar Mapping and Acceleration Probe ( IMAP ), que se lanzará en 2024 para capitalizar las observaciones de la Voyager . ^[23]

Estructura

El Sol fotografiado a una longitud de onda de 19,3 nanómetros ( ultravioleta )

A pesar de su nombre, la forma de la heliosfera no es una esfera perfecta. ^[6] Su forma está determinada por tres factores: el medio interestelar (ISM), el viento solar y el movimiento general del Sol y la heliosfera a medida que pasa a través del ISM. Debido a que el viento solar y el ISM son ambos fluidos, la forma y el tamaño de la heliosfera también son fluidos. Sin embargo, los cambios en el viento solar alteran más fuertemente la posición fluctuante de los límites en escalas de tiempo cortas (de horas a algunos años). La presión del viento solar varía mucho más rápidamente que la presión exterior del ISM en cualquier lugar dado. En particular, se cree que el efecto del ciclo solar de 11 años , que ve un máximo y un mínimo distintos de actividad del viento solar, es significativo.

En una escala más amplia, el movimiento de la heliosfera a través del medio fluido del ISM da como resultado una forma general parecida a la de un cometa. El plasma del viento solar que se mueve aproximadamente "corriente arriba" (en la misma dirección que el movimiento del Sol a través de la galaxia) se comprime en una forma casi esférica, mientras que el plasma que se mueve "corriente abajo" (opuesto al movimiento del Sol) fluye hacia afuera durante un una distancia mucho mayor antes de dar paso al ISM, definiendo la forma larga y posterior de la heliotail.

Los datos limitados disponibles y la naturaleza inexplorada de estas estructuras han dado lugar a muchas teorías sobre su forma. ^[24]

Viento solar

El viento solar consta de partículas ( átomos ionizados de la corona solar ) y campos como el campo magnético que se producen a partir del Sol y salen al espacio. Debido a que el Sol gira una vez aproximadamente cada 25 días, el campo magnético heliosférico ^[25] transportado por el viento solar se envuelve en una espiral. El viento solar afecta a muchos otros sistemas del Sistema Solar; por ejemplo, las variaciones en el propio campo magnético del Sol son llevadas hacia afuera por el viento solar, produciendo tormentas geomagnéticas en la magnetosfera de la Tierra .

La hoja de corriente heliosférica hacia la órbita de Júpiter

Hoja de corriente heliosférica

La capa de corriente heliosférica es una ondulación en la heliosfera creada por el campo magnético giratorio del Sol. Marca el límite entre las regiones del campo magnético heliosférico de polaridad opuesta. Extendiéndose por toda la heliosfera, la lámina de corriente heliosférica podría considerarse la estructura más grande del Sistema Solar y se dice que se asemeja a una "falda de bailarina". ^[26]

Estructura exterior

La estructura exterior de la heliosfera está determinada por las interacciones entre el viento solar y los vientos del espacio interestelar. El viento solar se aleja del Sol en todas direcciones a velocidades de varios cientos de km / s en las cercanías de la Tierra. A cierta distancia del Sol, mucho más allá de la órbita de Neptuno , este viento supersónico debe reducir la velocidad para encontrarse con los gases en el medio interestelar . Esto se lleva a cabo en varias etapas:

• El viento solar viaja a velocidades supersónicas dentro del Sistema Solar. En el choque de terminación, una onda de choque estacionaria , el viento solar cae por debajo de la velocidad del sonido y se vuelve subsónico .
• Anteriormente se pensaba que, una vez subsónico, el viento solar sería moldeado por el flujo ambiental del medio interestelar, formando una nariz roma en un lado y una cola de heliotail similar a un cometa detrás, una región llamada heliovaina. Sin embargo, las observaciones de 2009 mostraron que este modelo es incorrecto. ^{[27] [28]} A partir de 2011, se cree que está lleno de una "espuma" de burbuja magnética. ^[29]
• La superficie exterior de la heliovaina, donde la heliosfera se encuentra con el medio interestelar, se llama heliopausa. Este es el borde de toda la heliosfera. Las observaciones de 2009 llevaron a cambios en este modelo. ^{[27] [28]}
• En teoría, la heliopausa causa turbulencias en el medio interestelar cuando el Sol orbita el Centro Galáctico . Fuera de la heliopausa, sería una región turbulenta causada por la presión de la heliopausa en avance contra el medio interestelar . Sin embargo, la velocidad del viento solar en relación con el medio interestelar es probablemente demasiado baja para un arco eléctrico. ^[7]

Choque de terminación

Una analogía de "choque de terminación" del agua en un lavabo

El choque de terminación es el punto en la heliosfera donde el viento solar se ralentiza a velocidad subsónica (en relación con el Sol) debido a las interacciones con el medio interestelar local . Esto provoca compresión , calentamiento y un cambio en el campo magnético . En el Sistema Solar , se cree que el choque de terminación está entre 75 y 90 unidades astronómicas ^[30] del Sol. En 2004, la Voyager 1 cruzó el choque de terminación del Sol , seguida por la Voyager 2 en 2007. ^{[2] [6] [31] [32] [33] [34] [35] [36]}

La conmoción surge porque el Sol emite partículas de viento solar a unos 400 km / s, mientras que la velocidad del sonido (en el medio interestelar) es de unos 100 km / s. (La velocidad exacta depende de la densidad, que fluctúa considerablemente. A modo de comparación, la Tierra orbita alrededor del Sol a unos 30 km / s, la ISS orbita la Tierra a unos 7,7 km / s, los aviones vuelan sobre el suelo a unos 0,2-0,3 km / s, un automóvil en una carretera típica de acceso limitado alcanza alrededor de 0.03 km / s, y los humanos caminan alrededor de 0.001 km / s.) El medio interestelar, aunque de muy baja densidad, tiene una presión relativamente constante asociada con él; la presión del viento solar disminuye con el cuadrado de la distancia al Sol. A medida que uno se aleja lo suficiente del Sol, la presión del viento solar cae hasta donde ya no puede mantener el flujo supersónico contra la presión del medio interestelar, momento en el que el viento solar se ralentiza por debajo de su velocidad de sonido, provocando una onda de choque . Más lejos del Sol, el choque de terminación es seguido por la heliopausa, donde las dos presiones se vuelven iguales y las partículas del viento solar son detenidas por el medio interestelar.

Se pueden observar otros choques de terminación en los sistemas terrestres; quizás el más fácil se pueda ver simplemente abriendo un grifo de agua en un fregadero creando un salto hidráulico . Al golpear el piso del fregadero, el agua que fluye se esparce a una velocidad mayor que la velocidad de la onda local , formando un disco de flujo poco profundo y rápidamente divergente (análogo al tenue viento solar supersónico). Alrededor de la periferia del disco, se forma un frente de choque o una pared de agua; fuera del frente de choque, el agua se mueve más lento que la velocidad de la onda local (análoga al medio interestelar subsónico).

La evidencia presentada en una reunión de la Unión Geofísica Estadounidense en mayo de 2005 por Ed Stone sugiere que la nave espacial Voyager 1 pasó el choque de terminación en diciembre de 2004, cuando estaba a aproximadamente 94 AU del Sol, en virtud del cambio en las lecturas magnéticas tomadas de la nave. Por el contrario, la Voyager 2 comenzó a detectar partículas que regresaban cuando estaba a sólo 76 AU del Sol, en mayo de 2006. Esto implica que la heliosfera puede tener una forma irregular, abultarse hacia afuera en el hemisferio norte del Sol y empujarse hacia adentro en el sur. ^[37]

Ilustración de la heliosfera publicada el 28 de junio de 2013 que incorpora los resultados de la nave espacial Voyager. ^[38] La heliovaina se encuentra entre el choque de terminación y la heliopausa.

Heliovaina

La heliovaina es la región de la heliosfera más allá del choque de terminación. Aquí el viento se ralentiza, comprime y turbulenta por su interacción con el medio interestelar. En su punto más cercano, el borde interior de la heliovaina se encuentra aproximadamente a 80 a 100 UA del Sol. Un modelo propuesto plantea la hipótesis de que la heliovaina tiene la forma de la coma de un cometa y recorre varias veces esa distancia en la dirección opuesta a la trayectoria del Sol a través del espacio. En su lado de barlovento, su espesor se estima entre 10 y 100 UA. ^{[39] Los} científicos del proyecto Voyager han determinado que la heliovaina no es "lisa", es más bien una "zona espumosa" llena de burbujas magnéticas, cada una de aproximadamente 1 UA de ancho. ^[29] Estas burbujas magnéticas son creadas por el impacto del viento solar y el medio interestelar. ^{[40] [41] La} Voyager 1 y la Voyager 2 comenzaron a detectar evidencia de burbujas en 2007 y 2008, respectivamente. Las burbujas probablemente en forma de salchicha se forman por reconexión magnética entre sectores opuestos del campo magnético solar a medida que el viento solar se ralentiza. Probablemente representan estructuras autónomas que se han desprendido del campo magnético interplanetario .

A una distancia de aproximadamente 113 AU, la Voyager 1 detectó una 'región de estancamiento' dentro de la heliovaina. ^[9] En esta región, el viento solar se redujo a cero, ^{[42] [43] [44] [45]} la intensidad del campo magnético se duplicó y los electrones de alta energía de la galaxia aumentaron 100 veces. Aproximadamente a 122 AU, la nave espacial entró en una nueva región que los científicos del proyecto Voyager llamaron la "autopista magnética", un área que todavía está bajo la influencia del Sol pero con algunas diferencias dramáticas. ^[5]

Heliopausia

La heliopausa es el límite teórico en el que el Sun 's viento solar es detenido por el medio interestelar ; donde la fuerza del viento solar ya no es lo suficientemente grande como para hacer retroceder los vientos estelares de las estrellas circundantes. Este es el límite donde se equilibran el medio interestelar y las presiones del viento solar. El cruce de la heliopausa debería estar señalado por una fuerte caída en la temperatura de las partículas cargadas de viento solar, ^[43] un cambio en la dirección del campo magnético y un aumento en el número de rayos cósmicos galácticos. ^[11] En mayo de 2012, la Voyager 1 detectó un rápido aumento de tales rayos cósmicos (un aumento del 9% en un mes, luego de un aumento más gradual del 25% entre enero de 2009 y enero de 2012), lo que sugiere que se estaba acercando a la heliopausa. . ^[11] Entre finales de agosto y principios de septiembre de 2012, la Voyager 1 fue testigo de una fuerte caída de los protones del sol, de 25 partículas por segundo a finales de agosto a aproximadamente 2 partículas por segundo a principios de octubre. ^[46] En septiembre de 2013, la NASA anunció que la Voyager 1 había cruzado la heliopausa el 25 de agosto de 2012. ^[12] Esto estaba a una distancia de 121 AU (18 mil millones de km) del Sol. ^[47] Contrariamente a las predicciones, los datos de la Voyager 1 indican que el campo magnético de la galaxia está alineado con el campo magnético solar. ^[48]

"... el viento solar y el medio interestelar interactúan para crear una región conocida como la heliovaina interna, limitada en el interior por el choque de terminación y en el exterior por la heliopausa." - NASA ^[49]

Heliotail

La heliotail es la cola de la heliosfera y, por lo tanto, la cola del Sistema Solar. Se puede comparar con la cola de un cometa (sin embargo, la cola de un cometa no se estira detrás de él cuando se mueve; siempre apunta en dirección opuesta al Sol). La cola es una región donde el viento solar del Sol se ralentiza y finalmente escapa de la heliosfera, evaporándose lentamente debido al intercambio de carga. ^[50] La forma de la heliotail (descubierta recientemente por el Interestelar Boundary Explorer de la NASA - IBEX), es la de un trébol de cuatro hojas. ^[51] Las partículas de la cola no brillan, por lo que no se puede ver con instrumentos ópticos convencionales. IBEX hizo las primeras observaciones de la heliotropo midiendo la energía de "átomos neutrales energéticos", partículas neutras creadas por colisiones en la zona límite del Sistema Solar. ^[51]

Se ha demostrado que la cola contiene partículas rápidas y lentas; las partículas lentas están en el lateral y las partículas rápidas están rodeadas en el centro. La forma de la cola se puede vincular al sol que envía vientos solares rápidos cerca de sus polos y al viento solar lento cerca de su ecuador más recientemente. La cola en forma de trébol se aleja más del Sol, lo que hace que las partículas cargadas comiencen a transformarse en una nueva orientación.

Los datos de Cassini e IBEX desafiaron la teoría del "heliotail" en 2009. ^{[27] [28]} En julio de 2013, los resultados de IBEX revelaron una cola de 4 lóbulos en la heliosfera del Sistema Solar. ^[52]

La heliosfera con forma de burbuja que se mueve a través del medio interestelar

La detección de ENA está más concentrada en una dirección. ^[53]

Estructuras de heliosfera adicionales

La heliopausa es el límite final conocido entre la heliosfera y el espacio interestelar que está lleno de material, especialmente plasma, no de la propia estrella de la Tierra, el Sol, sino de otras estrellas. ^[54] Aun así, justo fuera de la heliosfera (es decir, la "burbuja solar") hay una región de transición, según lo detectado por la Voyager 1 . ^[55] Así como se detectó algo de presión interestelar ya en 2004, parte del material del Sol se filtra en el medio interestelar. ^[55] Se cree que la heliosfera reside en la Nube Interestelar Local dentro de la Burbuja Local , que es una región en el Brazo de Orión de la Vía Láctea .

Fuera de la heliosfera hay un aumento de cuarenta veces en la densidad del plasma. ^[55] También hay una reducción radical en la detección de ciertos tipos de partículas del Sol y un gran aumento de los rayos cósmicos galácticos. ^[56]

El flujo del medio interestelar (ISM) hacia la heliosfera ha sido medido por al menos 11 naves espaciales diferentes hasta 2013. ^[57] Para 2013, se sospechaba que la dirección del flujo había cambiado con el tiempo. ^[57] El flujo, proveniente de la perspectiva de la Tierra desde la constelación de Scorpius, probablemente ha cambiado de dirección en varios grados desde la década de 1970. ^[57]

Muro de hidrógeno

Se prevé que sea una región de hidrógeno caliente, una estructura llamada pared de hidrógeno puede estar entre el arco de choque y la heliopausa. ^[58] La pared está compuesta de material interestelar que interactúa con el borde de la heliosfera. Un artículo publicado en 2013 estudió el concepto de onda de proa y pared de hidrógeno. ^[8]

Otra hipótesis sugiere que la heliopausa podría ser más pequeña en el lado del Sistema Solar que se enfrenta al movimiento orbital del Sol a través de la galaxia. También puede variar según la velocidad actual del viento solar y la densidad local del medio interestelar. Se sabe que se encuentra muy lejos de la órbita de Neptuno . La misión de las naves espaciales Voyager 1 y 2 es encontrar y estudiar el choque de terminación, la heliovaina y la heliopausa. Mientras tanto, la misión Interstellar Boundary Explorer (IBEX) está intentando obtener imágenes de la heliopausa desde la órbita de la Tierra dentro de los dos años posteriores a su lanzamiento en 2008. Los resultados iniciales (octubre de 2009) del IBEX sugieren que los supuestos anteriores no conocen suficientemente las verdaderas complejidades de la heliopausa. ^[59]

En agosto de 2018, estudios a largo plazo sobre la pared de hidrógeno realizados por la nave espacial New Horizons confirmaron los resultados detectados por primera vez en 1992 por las dos naves espaciales Voyager . ^{[60] [61]} Aunque el hidrógeno es detectado por luz ultravioleta adicional (que puede provenir de otra fuente), la detección de New Horizons corrobora las detecciones anteriores de la Voyager a un nivel mucho más alto de sensibilidad. ^[62]

Mapa solar con la ubicación de la hipotética pared de hidrógeno y arco de choque (escala logarítmica)

Arco de choque

Durante mucho tiempo se planteó la hipótesis de que el Sol produce una "onda de choque" en sus viajes dentro del medio interestelar. Ocurriría si el medio interestelar se está moviendo supersónicamente "hacia" el Sol, ya que su viento solar se mueve "alejándose" del Sol supersónicamente. Cuando el viento interestelar golpea la heliosfera, se ralentiza y crea una región de turbulencia. Se pensaba que posiblemente ocurriera una descarga de arco a aproximadamente 230 UA, ^[30] pero en 2012 se determinó que probablemente no existe. ^[7] Esta conclusión resultó de nuevas mediciones: la velocidad del LISM (medio interestelar local) relativa a la del Sol fue previamente medida por Ulysses en 26,3 km / s , mientras que el IBEX la midió a 23,2 km / s. ^[63]

Este fenómeno ha sido observado fuera del Sistema Solar, alrededor de estrellas distintas del Sol, por el telescopio orbital GALEX ahora retirado de la NASA. Se ha demostrado que la estrella gigante roja Mira en la constelación de Cetus tiene una cola de escombros de eyección de la estrella y un impacto distinto en la dirección de su movimiento a través del espacio (a más de 130 kilómetros por segundo).

Métodos de observación

Pioneer H , en exhibición en el Museo Nacional del Aire y el Espacio, fue una sonda cancelada para estudiar el Sol. ^[64]

Detección por nave espacial

La distancia precisa y la forma de la heliopausa aún son inciertas. Las naves espaciales interplanetarias / interestelares como Pioneer 10 , Pioneer 11 y New Horizons viajan hacia afuera a través del Sistema Solar y eventualmente pasarán por la heliopausa. Se perdió el contacto con Pioneer 10 y 11 .

Resultados de Cassini

En lugar de un cometa-como la forma, la heliosfera parece ser en forma de burbuja según datos de Cassini ' s de iones y la cámara Neutral (MIMI / INCA). En lugar de estar dominados por las colisiones entre el viento solar y el medio interestelar, los mapas de INCA ( ENA ) sugieren que la interacción está controlada más por la presión de las partículas y la densidad de energía del campo magnético. ^{[27] [65]}

Resultados IBEX

Los datos iniciales del Interstellar Boundary Explorer (IBEX), lanzado en octubre de 2008, revelaron una "cinta muy estrecha, previamente impredecible, que es dos o tres veces más brillante que cualquier otra cosa en el cielo". ^[28] Las interpretaciones iniciales sugieren que "el entorno interestelar tiene mucha más influencia en la estructuración de la heliosfera de lo que se creía anteriormente" ^[66] "Nadie sabe qué está creando la cinta ENA (átomos neutrales energéticos), ..." ^[67]

"¡Los resultados del IBEX son realmente notables! Lo que estamos viendo en estos mapas no coincide con ninguno de los modelos teóricos anteriores de esta región. Será emocionante para los científicos revisar estos mapas ( ENA ) y revisar la forma en que entendemos nuestra heliosfera y cómo interactúa con la galaxia ". ^[68] En octubre de 2010, se detectaron cambios significativos en la cinta después de 6 meses, según el segundo conjunto de observaciones del IBEX. ^{[69] Los} datos del IBEX no respaldaron la existencia de un arco de choque, ^[7] pero podría haber una "ola de arco" según un estudio. ^[8]

En la zona

Descripción general de la nave espacial heliofísica alrededor de 2011

De particular interés es la interacción de la Tierra con la heliosfera, pero también se ha estudiado su extensión e interacción con otros cuerpos del Sistema Solar. Algunos ejemplos de misiones que tienen o continúan recolectando datos relacionados con la heliosfera incluyen (ver también Lista de misiones de heliofísica ) :

• Explorador de partículas solares anómalas y magnetosféricas
• Observatorio solar y heliosférico
• Observatorio de dinámica solar
• ESTÉREO
• Nave espacial Ulises
• Sonda solar Parker

Durante un eclipse total, la corona de alta temperatura se puede observar más fácilmente desde los observatorios solares de la Tierra. Durante el programa Apolo, el viento solar se midió en la Luna a través del Experimento de composición del viento solar . Algunos ejemplos de observatorios solares basados ​​en la superficie de la Tierra incluyen el telescopio solar McMath-Pierce o el nuevo telescopio solar GREGOR , y el renovado Observatorio Solar Big Bear . (ver también Lista de telescopios solares )

Cronología de exploración y detección

Parker Solar Probe, lanzado en 2018, explora la región cercana al Sol

• 1904: El Gran Refractor de Potsdam con un espectrógrafo detecta el medio interestelar . ^[70] Se determina que la estrella binaria Mintaka en Orion tiene el elemento calcio en el espacio intermedio. ^[70]
• Enero de 1959: Luna 1 se convierte en la primera nave espacial en observar el viento solar. ^[71]
• 1962: Mariner 2 detecta el viento solar. ^[72]
• 1972-1973: La Pioneer 10 se convierte en la primera nave espacial en explorar la heliosfera más allá de Marte, volando por Júpiter el 4 de diciembre de 1973 y continuando devolviendo datos del viento solar a una distancia de 67 UA. ^[dieciséis]
• Febrero de 1992: después de volar por Júpiter, la nave espacial Ulysses se convierte en la primera en explorar las latitudes medias y altas de la heliosfera. ^[73]
• 1992: Las sondas Pioneer y Voyager detectaron radiación Ly-α dispersada resonantemente por hidrógeno heliosférico. ^[18]
• 2004: La Voyager 1 se convierte en la primera nave espacial en alcanzar el choque de terminación. ^[5]
• 2005: Las observaciones del SOHO del viento solar muestran que la forma de la heliosfera no es simétrica al eje , sino distorsionada, muy probablemente bajo el efecto del campo magnético galáctico local. ^[74]
• 2009: Los científicos del proyecto IBEX descubren y mapean una región en forma de cinta de intensa emisión de átomos neutros energéticos . Se cree que estos átomos neutros se originan en la heliopausa. ^[28]
• Octubre de 2009: la heliosfera puede tener forma de burbuja, no de cometa. ^[27]
• Octubre de 2010: se detectaron cambios significativos en la cinta después de seis meses, según el segundo conjunto de observaciones del IBEX. ^[69]
• Mayo de 2012: los datos del IBEX implican que probablemente no haya un "shock" de arco. ^[7]
• Junio ​​de 2012: a 119 AU, la Voyager 1 detectó un aumento en los rayos cósmicos. ^[11]
• 25 de agosto de 2012: La Voyager 1 cruza la heliopausa y se convierte en el primer objeto creado por humanos en salir de la heliosfera. ^[2]
• Agosto de 2018: estudios a largo plazo sobre la pared de hidrógeno realizados por la nave espacial New Horizons confirmaron los resultados detectados por primera vez en 1992 por las dos naves espaciales Voyager . ^{[60] [61]}
• 5 de noviembre de 2018: la Voyager 2 cruza la heliopausa y sale de la heliosfera. ^[3]

Galería

Estas representaciones incluyen características que pueden no reflejar los modelos más recientes. ^{[7] [27] [28] [29]}

• Heliosfera: modelo clásico

• 

  Heliosfera interactuando con el viento interestelar

• Heliosfera en movimiento, que muestra una heliovaina llena de "espuma" de burbujas magnéticas (rojo) ^[29]

• "> Reproducir medios

  Fragmento de la película Centinelas de la heliosfera , que rastrea algunos satélites de investigación desplegados para analizar el Sol.