Límite del Sistema Solar

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

• Astronomia

Como en la mayoría de los últimos números, volveremos a hablar del Sistema Solar, pero acercándonos a sus límites. Al final de este estudio de la frontera dejamos los temas del entorno próximo para abordar otros temas que hasta ahora no hemos tocado, como las galaxias y nuestro Camino Francés (Vía Láctea), las Cuasares, etc.

En algunos ejemplares se ha tratado de explicar las conclusiones obtenidas a partir de los datos enviados por Voyager 2. Para despedir el Sistema Solar también partiremos hacia su frontera con Voyager 2 y otros tres espacios (Voyager 1, Pioneer 10 y Pioneer 11).

En contra de lo inicialmente imaginable, el límite del Sistema Solar no se define teniendo en cuenta los efectos de su campo de gravedad. Entre los cuerpos más alejados que orbitan alrededor del Sol se encuentran los cometas que forman la nube de Oort, cuyo radio puede situarse en torno a 50.000 unidades astronómicas (UA, distancia entre el Sol y la Tierra, unos 150 millones de km).

Pero a esa distancia, y mucho menos, el Sol no tiene ninguna influencia sobre el medio interestelar. Por ello, se considera que el límite se encuentra en un límite en el que este medio elimina la influencia del campo magnético del Sol. La parte del espacio expuesta a la acción del campo magnético de un cuerpo se denomina magnetosfera, pero en el caso del Sol se le da un nombre especial: heliosfera. Al límite se le llama heliopausa.

En definitiva, el Sol es el responsable de las condiciones físicas que existen en la heliosfera. Como es sabido, los procesos violentos que se producen en el Sol generan un flujo de partes cargadas (sobre todo electrones y protones) que parten de la fotosfera. Este flujo se extiende a lo largo del espacio interplanetario creando el llamado viento solar. Cuando estas fracciones del viento solar son recién lanzadas, es decir, cuando todavía no han dejado el sol, forman la última capa de su atmósfera: la corona.

La velocidad de las fracciones de viento solar normalmente es de 400 o 600 km/s. Sin embargo, hay que tener en cuenta que cuanto mayor es la velocidad del plasma emitido por zonas de latitud solar más alta. Por otra parte, cuando realizamos el estudio del Sol, señalamos que las explosiones y fenómenos que provocan alteraciones en el campo magnético pueden aumentar considerablemente la densidad y la velocidad del viento solar.

La velocidad puede alcanzar los 2000 km/s. Las líneas magnéticas del campo magnético son las que delimitan el recorrido. Por supuesto, la velocidad de giro del Sol tiene una gran influencia en este movimiento. Las líneas del campo magnético no son radiales, sino de espiral, y alrededor de la órbita de Neptuno son casi perpendiculares a la dirección radial.

Sistema solar.

En cuanto a la forma de la heliosfera, al principio se pensaba que era esférica, pero según lo que sabemos hoy en día no puede ser esférica. Basándose en los estudios de movimiento de las estrellas del entorno, los astrónomos han llegado a la conclusión de que el medio local interestelar proviene del centro de la galaxia hacia el Sol a una velocidad aproximada de 20 km/s. Por lo tanto, en el entorno donde el flujo interestelar y el viento solar chocan se genera una onda de choque que produce una compresión. En el lado contrario, las líneas magnéticas forman una larga cola siguiendo la dirección del flujo interestelar. En la imagen se muestra el resultado de todas las consideraciones realizadas.

En el lado entre heliopausa y onda de choque, la intensidad del campo magnético interestelar puede ser de un millón o dos gausses (la de la tierra es de un tercio de gauss). Cuando el viento solar llega a esta zona no sigue las líneas espirales del campo magnético del Sol, sino que se propaga radialmente hasta que el choque llega a la onda. Fuera de ella las zonas son desordenadas y el flujo plasmático es turbulento.

¿Qué podemos decir de las medidas de la heliosfera? Lo poco que sabemos de este problema se ha conseguido analizando el comportamiento de los rayos cósmicos que llegan a la Tierra desde el espacio interestelar. La intensidad de estos rayos es variable y coincide con el período de actividad del Sol. Cuando la actividad es máxima, la intensidad de los rayos cósmicos es mínima y viceversa. La explicación es sencilla. Cuando la actividad es máxima, el viento solar es más fuerte y la heliosfera se expande manera que la absorción de los rayos cósmicos es mayor.

Lógicamente, cuando la actividad es mínima el efecto es inverso. Por otra parte, la difusión de la heliosfera también tiene otra consecuencia: El máximo de actividad solar y el mínimo de rayos cósmicos no se producen en la misma época, mientras que el segundo se retrasa entre los nueve meses y un año respecto al primero (es lo mismo, por supuesto, entre el mínimo de actividad y el máximo de rayos cósmicos). Este retraso o desfase se debe a que la difusión de la heliosfera no es instantánea. Las fracciones disparadas por el aumento de la actividad tardan en llevar la heliopausa hasta el nuevo lugar y en que la absorción de los rayos procedentes del exterior sea efectiva.

Este dato nos permite calcular una aproximación a la distancia del Sol a la helada. Si suponemos una velocidad media de viento solar de 500 km/s, durante 3,3 días circulará una unidad astronómica, por lo que durante nueve meses habrá 80 U.A. y un año con 110 U.A. Normalmente 100 y 150 U.A. se supone que la distancia del Sol al helio se encuentra en el tramo medio hacia el lado de la onda de choque. Hacia el lado de la cola, sin embargo, no se dispone de datos precisos para realizar el cálculo, pero se indica como orientación la cantidad de 10.000 U.A.

Aunque la tierra se mueve dentro de la heliosfera, no conocemos bien sus diferencias y su comportamiento. Aunque los datos que envían los espacios arriba mencionados son muy importantes, también presentan un problema, como veremos en el próximo número.

Terminaremos con una nueva mirada a la imagen para analizar las trayectorias de los espacios que se alejan del Sol y contemplar su oportunidad de pasar la heliopausa y sumergirse en el espacio interestelar. Las cuatro embarcaciones tienen el mismo problema: tienen reservas muy limitadas de combustibles para responder al largo viaje que deberían realizar para llegar a la helada. Está situado a 47 U.A. del Sol Pioneer 10, pero su recorrido no es el más adecuado para llegar a la helio. Está a Pioneer 11 29 U.A. y Voyager 2 a 30 U.A., pero su trayectoria tampoco es la más corta. El Voyager 1, actualmente a 38 U.A. del Sol, es el más adecuado y los científicos tienen la esperanza de que llegue antes de que se agote su fuente de energía, hacia el año 2020.