Diferencia entre revisiones de «Heliosfera»

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'''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]].
 
  
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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.
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''' Heliosfera '''. Es 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.
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Habitualmente se ha pensado en la heliosfera como 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.
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== Estructura ==
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=== Corriente heliosférica difusa ===
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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.
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=== Estructura exterior ===
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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 órbita de Neptuno se ralentizan al encontrarse con los gases del medio interestelar. Este frenado prosigue en varias etapas:
  
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== Estructura ==
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*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.
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*Más allá 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.
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*La capa más exterior de la heliofunda, donde impacta el viento galáctico, se le denomina heliopausa. Este es el límite final de la heliosfera.
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*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. Sin embargo los nuevos datos del satélite IBEX sugieren que no existe arco de choque, debido a la velocidad del [[Sol]] a través del medio interestelar, que es demasiado baja para formar un arco de choque.
  
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El viento solar y el campo magnético del Sol (IMF) empujan el campo  magnético interestelar del espacio interestelar. Esto da orígen a una  burbuja o cavidad, donde se encuentran el Sol y los planetas. Al límite  existente entre el espacio que está dominado por el Sol y el espacio  interestelar se le llama heliopausa.
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== Frente de choque de terminación ==
  
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Las naves espaciales [[Voyager 1]] y [[Voyager 2]] han pasado ya la órbita de Plutón.  De manera que ahora están  explorando el medio ambiente espacial. Los  científicos han recibido señales de ambas naves indicando que las naves  espaciales se están acercando a la heliopausa. Para que la nave espacial pueda ir más allá de la heliosfera, primero  tendrá que pasar a través del frente de choque de terminación. Entrarán  en el espacio interestelar en donde ninguna nave espacial ha estado  jamás. Se cree que las sondas del Voyager llegarán al frente de choque de terminación en el 2001-2002, y que estarán completamente libres de la heliosfera por el ~2008.  
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El 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. del [[Sol]]. En [[2007]], Voyager 2 pasó a través de la termination shock.
  
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== Límite del Viento Solar ==
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== Arco de choque ==
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El viento solar puede ser visto como una gas raro de partículas  cargadas, el cual se expande hacia afuera. Es un gas un poco inusual, un  "plasma"  de partículas cargadas: sus partículas están unidas mediante el campo  magnético que los rodea, y no debido a las colisiones que han tenido,  como ocurre con las moléculas del aire que respiramos. Pero como un gas  ordinario, este también puede ejercer una presión.
 
  
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Al expanderse el viento solar de manera radial, su densidad continúa  decreciendo, como la dispersión de luz de un foco,al incrementarse su distancia R desde el centro del Sol, su densidad cae en proporción a  1/R2, haciéndose cada vez más pequeño. El campo magnético  también se debilita, en aproximadamente 1/R; el campo de una barra  magnética en el vacío se debilitaría en una proporción mucho más rápida,  pero aquí la intensidad magnética se mantiene debido a las partículas  cargadas que contiene, las cuales pertenecen al [[viento solar]].
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Para el año [[2012]] se determinó que el [[Sol]] no tiene arco de choque. Antes de eso se planteó la hipótesis de que el Sol también tenía 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.
  
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La presión ejercida por el viento solar depende de ambos, de la  densidad y del campo magnético; dado que ambos se hacen cada vez más  débiles al expanderse el gas lejor del Sol, también lo hace la presión.  Pero otro gas, extremadamente raro, llena el espacio fuera  del sistema solar, el "medio interestelar". Se puede esperar que la expansión del viento solar termine en donde su presión se balancee con la del gas interestelar.
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Este fenómeno ha sido observado fuera de nuestro [[sistema solar]] por el telescopio orbital de la NASA GALEX. La estrella gigante roja Mira en la constelación de Cetus ha demostrado que tiene tanto una cola de escombros de material eyectado de la estrella, como un arco de choque que le precede en la dirección de su movimiento en el espacio (en más de 130 kilómetros por segundo).
  
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Sin embargo, algunas precauciones deben ser observadas. Primero, la presión de balanceo solamente puede venir de los plasmas  interestelares, de partículas cargadas en el espacio interestelar y de los campos magnéticos que los acompañan. Las partículas neutrales--tales  como moléculas del aire común--no tendrán obstáculo: el campo magnético no ejerce fuerza sobre ellas, y las partículas del viento solar están  tan dispersas (centímetros o pulgadas) que las colisiones prácticamente  nunca ocurren.  
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En [[julio]] de [[2013]] se reveló que el sistema solar no solo poseía el arco de choque, sino que podría tener una cola como los cometas, y que está estaría bifurcada en 4 ramas, como un trébol. Los datos de la sonda interplanetaria Interstellar Boundary Explorer revelaron que la forma de la cola se encontraría bifurcada debido a los polos del Sol, que afectan por tanto al campo magnético y que mediría del orden de 1000 UA.
  
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Los átomos neutros (o moléculas) por lo tanto penetran fácilmente el sistema solar, hasta que en algún lugar--digamos,  cerca de la [[órbita de la Tierra]]la luz solar se hace suficientemente  intensa para desprender un electrón. Cuando esto ocurre, el átomo  repentinamente queda sujeto a fuerzas eléctricas y magnéticas, y queda  atrapado por el viento solar. Esto puede ocurrir.
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== Heliocauda o Cola ==
  
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== Choques de paro Segundo ==
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El miércoles [[10 de julio]] de [[2013]], los científicos de la [[NASA]] difundieron imágenes que muestran la heliocauda que emerge de la Heliosfera (de ahí su nombre). Los hallazgos se basan en datos transmitidos por el Explorador de la Frontera Interestelar (IBEX en inglés) de la NASA. Los científicos suponían que la heliosfera tenía una cola, y ahora poseen los primeros datos concretos sobre su forma. El jefe de investigaciones del IBEX, David McComas, dijo que es difícil calcular la longitud de la heliocauda, pero su extremo al evaporarse podría alcanzar los 160 000 millones de kilómetros (100 000 millones de millas).
  
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El comportamiento del gas depende de la velocidad del sonido,  el cual controla la propagación de las fallas del gas. Las partículas  del viento solar están ligadas mediante su campo magnético intrínseco,  más que por las colisiones, de manera que la velocidad que importa tiene  que ver con la "presión magnética" en lugar de la presión del gas  ordinario, producido por las colisiones. Esa velocidad es conocida como  la "Velocidad Alfvén" llamada así por el Sueco Hannes Alfvén, quien en  1944 predijo ondas en un plasma que avanza a esa velocidad. El viento  solar es en realidad "superalfvénico", moviéndose típicamente a 2-3  veces la velocidad de Alfvén. 
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== Bibliografías ==
  
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Un flujo supersónico que encuentra un obstáculo se somete a una doble  transición. Primero, forma un "choque de paro", una transición en donde  el fluido abruptamente se desacelera a una velocidad menor que la del  sonido, mientras que su densidad se incrementa. Esta transición también  está asociada con la conversión a calor de mucha de la energía cinética  del flujo supersónico ordenado. Eso hace una gran diferencia para  vehículos espaciales reentrando a la atmósfera desde una órbita: el  transbordador espacial, por ejemplo, debe perder una gran cantidad de  energía cinética antes de aterrizar, y se beneficia del hecho de que la  mayor parte de esa energía es convertida en calor no cuando el  flujo de aire supersónico golpea sus escudos de calor, sino una cierta  distancia antes de eso, en el choque de paro al frente del vehículo.
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*Bravo S., Encuentro con una estrella, FCE, Colección La Ciencia desde México, núm. 38, 1987.
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*Bravo S., Plasma en todas partes, FCE, Colección La Ciencia desde México, núm. 126, 1993.
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*Arunbabu, K. P., Antia, H. M., Dugad, S. R., et al. 2015, Astron. Astrophys., 580, A41
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*Asorey, H. 2011, Proc. of the International Cosmic Ray Conference, 11, 467
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*Asorey, H. 2012, Tesis de Doctorado, Instituto Balseiro
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*Asorey, H., & Bertou, X. 2008, Notas internas del observatorio Pierre Auger, 2008-072
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*Masías-Meza, J. for the Pierre Auger Collaboration. 2015, Proc. 34th International Cosmic Ray Conference, PoS(ICRC2015), The Hague, The Netherlands, 142
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*Schrijver, C. J., & Siscoe, G. L. 2010, III Heliophysics: Evolving Solar Activity and the Climates of Space and Earth (Cambridge)
  
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De manera similar, cuando el viento solar golpea un obstáculo, se forma  un "choque de curvatura" adelante de él, y baja su velocidad a menos de  la velocidad de Alfvén y solo entonces, a una distancia un poco después,  interactúa con el obstáculo. Los campos magnéticos planetarios, tales  como el de la Tierra, son un buen ejemplo. El choque de curvatura de la Tierra  se forma aproximadamente a 13 radios terrestres en dirección al Sol-ese  es el punto más cercano en una superficie curva, similar a lo que se  obtiene cuando se rota una hipérbola alrededor de su eje de simetría.  Entonces, el viento solar continúa, más lento y más denso, hasta que  finalmente es defleccionado por el campo magnético de la Tierra en la  "magnetopausa", a una distancia de aproximadamente 10.5 radios  terrestres.
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== Fuentes ==
  
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== El Choque de Terminación ==
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*[https://www.astromia.com/glosario/heliopausa.htm/ Heliosfera y Heliopausa - Diccionario de astronomía]
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Lo mismo puede ocurrir con el obstáculo al enfrentarse con el viento  solar, como al encuentrarse el plasma interestelar y el campo magnético. Los científicos han mantenido que el primer signo de tal encuentro  sería un "choque de terminación" en donde el viento solar se desacelerara de manera abrupta, para ser seguido por la "[[heliopausa]]"  en donde logrará un balance de presión con el medio interestelar. Y  podrá ser defleccionado entonces de ese límite, de la misma manera en  que es defleccionado en la magnetopausa de la Tierra. La región  interior, dominada por el viento solar, fue llamada "heliósfera," aun y cuando como la [[magnetósfera]] su forma es probablemente no esférica.
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*[http://www.cienciorama.unam.mx/a/pdf/57_cienciorama.pdf/ Cienciorama – Universidad Nacional Autónoma de México]
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*[http://www3.uah.es/raulgh/lineas-de-investigacion.html/ Universidad de Alcalá (España)]
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*[https://esacademic.com/dic.nsf/eswiki/565858/ Academic – Diccionarios y enciclopedias en el Akademik]
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*[https://www.sao.org.uy/2020/08/06/descubriendo-la-forma-de-nuestro-sistema-solar/ Sociedad Astronómica Octante (Uruguay]
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*[http://ibex.swri.edu/planetaria/IBEX_lithograph_spanish.pdf/ Explorador de límites interestelares – Universidad de Princeton (Estados Unidos)]
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*[http://diccionario.sensagent.com/Heliosfera/es-es/ Sensagent – Diccionario]
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*[https://cordis.europa.eu/article/id/240252-new-study-uncovers-the-behaviour-of-cosmic-rays-in-the-heliosphere/es/ CORDIS – Resultados de investigaciones de la Unión Europea]
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*[https://www.agenciasinc.es/Visual/Fotografias/IBEX-redibuja-la-Heliosfera/ Servicio de Información y Noticias Científicas (España)]
  
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Las terías sugieren que el choque ocurriría a aproximadamente 50-100 UA  (unidades astronómicas; una unidad astronómica es la distancia media del  Sol-Tierra), mucho más allá de las órbitas de Neptuno (30 UA) y Plutón  (40 UA). Las naves frontales de la NASA entre las sondas espaciales de  larga distancia son el Voyager 1, lanzado en 1977 hacia Júpiter y  Saturno. Al aumentar su distancia, sus señales se debilitaron y  necesitaron manejos especiales por parte de los ingenieros de la NASA,  con una relación muy débil de señal. Sus generadores de electricidad,  utilizando calor del plutonio radiactivo, también perdieron algo de  potencia, y el deflector del viento solar también falló.
 
  
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*Los investigadores esperaron año tras año--interpretando períodos de  ruido como la aproximación del choque de terminación, tan solo para ver  el ruido aquietarse de nuevo. Sin duda se han de haber hecho algunas  apuestas respecto a cuándo y donde este cruce ocurriría. 
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[[Category:Geografía]]
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[[Category:Sistema solar]]  
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== Fuente ==
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[[Category:Sol]]
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*http://www.windows2universe.org/glossary/heliosphere.html&lang=sp
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[[Categoría:Artículos certificados]]
−
*http://es.wikipedia.org/wiki/Heliosfera
 
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[[Category:Astronomía_y_astrofísica]] [[Category:Planetología]] [[Category:Planetas]]
 

última versión al 10:01 3 nov 2020

Artículo certificado
 Este artículo ha sido certificado por la MSc. Mayra Arap Fresno, perteneciente a la Universidad Agraria de La Habana (UNAH).


Heliosfera
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Heliosfera.jpg
Concepto:Es 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.

Heliosfera . Es 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.

Habitualmente se ha pensado en la heliosfera como 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.

Estructura

Corriente heliosférica difusa

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.

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 órbita 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 allá 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. Sin embargo los nuevos datos del satélite IBEX sugieren que no existe arco de choque, debido a la velocidad del Sol a través del medio interestelar, que es demasiado baja para formar un arco de choque.

Frente de choque de terminación

El 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. del Sol. En 2007, Voyager 2 pasó a través de la termination shock.

Arco de choque

Para el año 2012 se determinó que el Sol no tiene arco de choque. Antes de eso se planteó la hipótesis de que el Sol también tenía 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.

Este fenómeno ha sido observado fuera de nuestro sistema solar por el telescopio orbital de la NASA GALEX. La estrella gigante roja Mira en la constelación de Cetus ha demostrado que tiene tanto una cola de escombros de material eyectado de la estrella, como un arco de choque que le precede en la dirección de su movimiento en el espacio (en más de 130 kilómetros por segundo).

En julio de 2013 se reveló que el sistema solar no solo poseía el arco de choque, sino que podría tener una cola como los cometas, y que está estaría bifurcada en 4 ramas, como un trébol. Los datos de la sonda interplanetaria Interstellar Boundary Explorer revelaron que la forma de la cola se encontraría bifurcada debido a los polos del Sol, que afectan por tanto al campo magnético y que mediría del orden de 1000 UA.

Heliocauda o Cola

El miércoles 10 de julio de 2013, los científicos de la NASA difundieron imágenes que muestran la heliocauda que emerge de la Heliosfera (de ahí su nombre). Los hallazgos se basan en datos transmitidos por el Explorador de la Frontera Interestelar (IBEX en inglés) de la NASA. Los científicos suponían que la heliosfera tenía una cola, y ahora poseen los primeros datos concretos sobre su forma. El jefe de investigaciones del IBEX, David McComas, dijo que es difícil calcular la longitud de la heliocauda, pero su extremo al evaporarse podría alcanzar los 160 000 millones de kilómetros (100 000 millones de millas).

Bibliografías

  • Bravo S., Encuentro con una estrella, FCE, Colección La Ciencia desde México, núm. 38, 1987.
  • Bravo S., Plasma en todas partes, FCE, Colección La Ciencia desde México, núm. 126, 1993.
  • Arunbabu, K. P., Antia, H. M., Dugad, S. R., et al. 2015, Astron. Astrophys., 580, A41
  • Asorey, H. 2011, Proc. of the International Cosmic Ray Conference, 11, 467
  • Asorey, H. 2012, Tesis de Doctorado, Instituto Balseiro
  • Asorey, H., & Bertou, X. 2008, Notas internas del observatorio Pierre Auger, 2008-072
  • Masías-Meza, J. for the Pierre Auger Collaboration. 2015, Proc. 34th International Cosmic Ray Conference, PoS(ICRC2015), The Hague, The Netherlands, 142
  • Schrijver, C. J., & Siscoe, G. L. 2010, III Heliophysics: Evolving Solar Activity and the Climates of Space and Earth (Cambridge)

Fuentes

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