#18B. La Heliósfera

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.

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.

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.

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.

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, y ha sido estudiado, pero no lo comentaremos aquí.

Choques de paro

Segundo, 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.

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.

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.

El Choque de Terminación

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.

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.

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.

Y entonces ocurrió, justo cuando nadie estaba viendo.

El Cruce

El 15 de Diciembre de 2004, el Voyager 1 estaba a aproximadamente 94 UA del Sol, y observó un campo magnético interplanetario de 0.05 nT (nanotesla) o menos. Para efectos de comparación, el campo en el viento solar cerca de la Tierra puede ser de 5-10 nT, y en la superficie de la Tierra este es típicamente de 50,000 nT. Voyager 1 no está siendo monitoreado de manera contínua, tan solo durante 8 horas al días, y cuando el campo magnético fué observado nuevamente el 17 de Diciembre, su intensidad se había incrementado a 0.12-0.15 nT, y se mantuvo en un nivel más alto (vea la imagen abajo, cortesía del Dr. L. Burlaga) En algún momento entre las observaciones, se obtuvo la transición. Voyager 1 no puede ya ver el viento solar, pero el campo magnético es una buena medida de la presión y velocidad del viento solar: el cual fué también marcado por un incremento en el nivel de fluctuación magnética ("turbulencia").

Cambio del Campo Magnético en el choque de terminación heliosférico

¿Qué sigue? El flujo del viento solar no es constante, y durante algún momento en el futuro su volumen y/o velocidad podría incrementarse en donde el choque de terminación es empujado hacia afuera y pasar sobre el Voyager 1 de nuevo. Las naves cercanas al choque de curvatura de la Tierra observan dichos cambios. Sin embargo, otro instrumento abordo del Voyager 1 sugiere que esto no es inminente, un detector iones de rayos cósmicos de baja energía, de 70 MeV o más. Desde el cruce del choque de terminación el flujo de esas partículas se ha incrementado de manera continua (vea la figura abajo) .

Flujo de rayos cósmicos de baja energía en el Voyager 1, 2004-5

Se ha sabido por largo tiempo que la intensidad de flujo de los rayos cósmicos más lentos, la parte baja de la distribución de energía de dichas partículas, se reduce dentro de la heliósfera, por lo menos cerca de la eclíptica. Esto puede ser ocasionado por las irregularidades en el campo magnético, y es evidenciado por las variaciones observadas de dichas partículas con los ciclos de 11 años de las manchas solares. El crecimiento continuo de su flujo desde Diciembre de 2004 sugiere que el choque de terminación juega un papel importante en su exclusión.

Entonces, ¿Qué sigue? En algún lugar después del choque de terminación está la heliopausa, el verdadero límite interestelar, y se pueden observar cosas interesantes cuando este sea alcanzado. Dado que su detector de viento solar ya no funciona, Voyager 1 no podrá ver si el viento solar está curveado hacia afuera, pero sus líneas de campo magnético también estarían curvas, y eso todavía puede ser observado. Fuera de la heliopausa, puede existir otro choque de curvamiento, pues el sistema solar en sí se está moviendo bastante rápido relativo a las partes circunvecinas de la galaxia.

Nadie sabe cuando esto pueda ocurrir, y qué tan bien el Voyager 1 estará operando cuando se alcance la heliopausa. Como seguridad, también existe el Voyager 2, viajando atrás unas decenas de UA, pero todavía enviando datos del viento solar. Entonces de nuevo, la totalidad de la misión Voyager está operando bajo una sombra: fue realizado un movimiento a principios de 2005 (pero luego fue revertido) para cortar gastos al detener su seguimiento. Solo podemos mantener nuestros dedos cruzados que el seguimiento continúe mientras siga llegando información, y mientras tanto desearle a ambos Voyagers una larga y fructífera vida!

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Co-autor: Dr. Mauricio Peredo

Traducido por: Horacio Chávez

Última Actualización: 8 de Julio de 2005