Límit del Sistema Solar

1990/10/01 Arregi Bengoa, Jesus Iturria: Elhuyar aldizkaria

• Astronomia

Com en la majoria dels últims números, tornarem a parlar del Sistema Solar, però acostant-nos als seus límits. Al final d'aquest estudi de la frontera deixem els temes de l'entorn pròxim per a abordar altres temes que fins ara no hem tocat, com les galàxies i el nostre Camí Francès (Via Làctia), les Cuasares, etc.

En alguns exemplars s'ha tractat d'explicar les conclusions obtingudes a partir de les dades enviades per Voyager 2. Per a acomiadar el Sistema Solar també partirem cap a la seva frontera amb Voyager 2 i altres tres espais (Voyager 1, Pioneer 10 i Pioneer 11).

En contra de l'inicialment imaginable, el límit del Sistema Solar no es defineix tenint en compte els efectes del seu camp de gravetat. Entre els cossos més allunyats que orbiten al voltant del Sol es troben els cometes que formen el núvol d'Oort, el radi del qual pot situar-se entorn de 50.000 unitats astronòmiques (UA, distància entre el Sol i la Terra, uns 150 milions de km).

Però a aquesta distància, i molt menys, el Sol no té cap influència sobre el mitjà interestel·lar. Per això, es considera que el límit es troba en un límit en el qual aquest mitjà elimina la influència del camp magnètic del Sol. La part de l'espai exposada a l'acció del camp magnètic d'un cos es denomina magnetosfera, però en el cas del Sol se li dóna un nom especial: heliosfera. Al límit se'n diu heliopausa.

En definitiva, el Sol és el responsable de les condicions físiques que existeixen en l'heliosfera. Com és sabut, els processos violents que es produeixen en el Sol generen un flux de parts carregades (sobretot electrons i protons) que parteixen de la fotosfera. Aquest flux s'estén al llarg de l'espai interplanetari creant l'anomenat vent solar. Quan aquestes fraccions del vent solar són acabades de llançar, és a dir, quan encara no han deixat el sol, formen l'última capa de la seva atmosfera: la corona.

La velocitat de les fraccions de vent solar normalment és de 400 o 600 km/s. No obstant això, cal tenir en compte que com més gran és la velocitat del plasma emès per zones de latitud solar més alta. D'altra banda, quan realitzem l'estudi del Sol, assenyalem que les explosions i fenòmens que provoquen alteracions en el camp magnètic poden augmentar considerablement la densitat i la velocitat del vent solar.

La velocitat pot aconseguir els 2000 km/s. Les línies magnètiques del camp magnètic són les que delimiten el recorregut. Per descomptat, la velocitat de gir del Sol té una gran influència en aquest moviment. Les línies del camp magnètic no són radials, sinó d'espiral, i al voltant de l'òrbita de Neptú són gairebé perpendiculars a la direcció radial.

Sistema solar.

Quant a la forma de l'heliosfera, al principi es pensava que era esfèrica, però segons el que sabem avui dia no pot ser esfèrica. Basant-se en els estudis de moviment de les estrelles de l'entorn, els astrònoms han arribat a la conclusió que el mitjà local interestel·lar prové del centre de la galàxia cap al Sol a una velocitat aproximada de 20 km/s. Per tant, en l'entorn on el flux interestel·lar i el vent solar xoquen es genera una ona de xoc que produeix una compressió. En el costat contrari, les línies magnètiques formen una llarga cua seguint la direcció del flux interestel·lar. En la imatge es mostra el resultat de totes les consideracions realitzades.

En el costat entre heliopausa i ona de xoc, la intensitat del camp magnètic interestel·lar pot ser d'un milió o dos gausses (la de la terra és d'un terç de gauss). Quan el vent solar arriba a aquesta zona no segueix les línies espirals del camp magnètic del Sol, sinó que es propaga radialment fins que el xoc arriba a l'ona. Fora d'ella les zones són desordenades i el flux plasmàtic és turbulent.

Què podem dir de les mesures de l'heliosfera? El poc que sabem d'aquest problema s'ha aconseguit analitzant el comportament dels raigs còsmics que arriben a la Terra des de l'espai interestel·lar. La intensitat d'aquests raigs és variable i coincideix amb el període d'activitat del Sol. Quan l'activitat és màxima, la intensitat dels raigs còsmics és mínima i viceversa. L'explicació és senzilla. Quan l'activitat és màxima, el vent solar és més fort i l'heliosfera s'expandeix manera que l'absorció dels raigs còsmics és major.

Lògicament, quan l'activitat és mínima l'efecte és invers. D'altra banda, la difusió de l'heliosfera també té una altra conseqüència: El màxim d'activitat solar i el mínim de raigs còsmics no es produeixen en la mateixa època, mentre que el segon es retarda entre els nou mesos i un any respecte al primer (és el mateix, per descomptat, entre el mínim d'activitat i el màxim de raigs còsmics). Aquest retard o desfasament es deu al fet que la difusió de l'heliosfera no és instantània. Les fraccions disparades per l'augment de l'activitat triguen a portar l'heliopausa fins al nou lloc i en què l'absorció dels raigs procedents de l'exterior sigui efectiva.

Aquesta dada ens permet calcular una aproximació a la distància del Sol a la gelada. Si suposem una velocitat mitjana de vent solar de 500 km/s, durant 3,3 dies circularà una unitat astronòmica, per la qual cosa durant nou mesos hi haurà 80 O.A. i un any amb 110 O.A. Normalment 100 i 150 O.A. se suposa que la distància del Sol a l'heli es troba en el tram mitjà cap al costat de l'ona de xoc. Cap al costat de la cua, no obstant això, no es disposa de dades precises per a realitzar el càlcul, però s'indica com a orientació la quantitat de 10.000 O.A.

Encara que la terra es mou dins de l'heliosfera, no coneixem bé les seves diferències i el seu comportament. Encara que les dades que envien els espais a dalt esmentats són molt importants, també presenten un problema, com veurem en el pròxim número.

Acabarem amb una nova mirada a la imatge per a analitzar les trajectòries dels espais que s'allunyen del Sol i contemplar la seva oportunitat de passar l'heliopausa i submergir-se en l'espai interestel·lar. Les quatre embarcacions tenen el mateix problema: tenen reserves molt limitades de combustibles per a respondre al llarg viatge que haurien de realitzar per a arribar a la gelada. Està situat a 47 O.A. del Sol Pioneer 10, però el seu recorregut no és el més adequat per a arribar a l'heli. Està a Pioneer 11 29 O.A. i Voyager 2 a 30 O.A., però la seva trajectòria tampoc és la més curta. El Voyager 1, actualment a 38 O.A. del Sol, és el més adequat i els científics tenen l'esperança que arribi abans que s'esgoti la seva font d'energia, cap a l'any 2020.