Límite do Sistema Solar

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

• Astronomia

Como na maioría dos últimos números, volveremos falar do Sistema Solar, pero achegándonos aos seus límites. Ao final deste estudo da fronteira deixamos os temas da contorna próxima paira abordar outros temas que até agora non tocamos, como as galaxias e o noso Camiño Francés (Vía Láctea), as Cuasares, etc.

Nalgúns exemplares tratouse de explicar as conclusións obtidas a partir dos datos enviados por Voyager 2. Paira despedir o Sistema Solar tamén partiremos cara á súa fronteira con Voyager 2 e outro tres espazos (Voyager 1, Pioneer 10 e Pioneer 11).

En contra do inicialmente imaxinable, o límite do Sistema Solar non se define tendo en conta os efectos do seu campo de gravidade. Entre os corpos máis afastados que orbitan ao redor do Sol atópanse cométalos que forman a nube de Oort, cuxo radio pode situarse ao redor de 50.000 unidades astronómicas (UA, distancia entre o Sol e a Terra, uns 150 millóns de km).

Pero a esa distancia, e moito menos, o Sol non ten ningunha influencia sobre o medio interestelar. Por iso, considérase que o límite se atopa nun límite no que este medio elimina a influencia do campo magnético do Sol. A parte do espazo exposta á acción do campo magnético dun corpo denomínase magnetosfera, pero no caso do Sol dáselle un nome especial: heliosfera. Ao límite chámaselle heliopausa.

En definitiva, o Sol é o responsable das condicións físicas que existen na heliosfera. Como é sabido, os procesos violentos que se producen no Sol xeran un fluxo de partes cargadas (sobre todo electróns e protones) que parten da fotosfera. Este fluxo esténdese ao longo do espazo interplanetario creando o chamado vento solar. Cando estas fraccións do vento solar son recentemente lanzadas, é dicir, cando aínda non deixaron o sol, forman a última capa da súa atmosfera: a coroa.

A velocidade das fraccións de vento solar normalmente é de 400 ou 600 km/s. Con todo, hai que ter en conta que canto maior é a velocidade do plasma emitido por zonas de latitude solar máis alta. Por outra banda, cando realizamos o estudo do Sol, sinalamos que as explosións e fenómenos que provocan alteracións no campo magnético poden aumentar considerablemente a densidade e a velocidade do vento solar.

A velocidade pode alcanzar os 2000 km/s. As liñas magnéticas do campo magnético son as que delimitan o percorrido. Por suposto, a velocidade de xiro do Sol ten una gran influencia neste movemento. As liñas do campo magnético non son radiais, senón de espiral, e ao redor da órbita de Neptuno son case perpendiculares á dirección radial.

Sistema solar.

En canto á forma da heliosfera, ao principio pensábase que era esférica, pero segundo o que sabemos hoxe en día non pode ser esférica. Baseándose nos estudos de movemento das estrelas da contorna, os astrónomos chegaron á conclusión de que o medio local interestelar provén do centro da galaxia cara ao Sol a unha velocidade aproximada de 20 km/s. Por tanto, na contorna onde o fluxo interestelar e o vento solar chocan xérase una onda de choque que produce una compresión. No lado contrario, as liñas magnéticas forman una longa cola seguindo a dirección do fluxo interestelar. Na imaxe móstrase o resultado de todas as consideracións realizadas.

No lado entre heliopausa e onda de choque, a intensidade do campo magnético interestelar pode ser dun millón ou dous gausses (a da terra é dun terzo de gauss). Cando o vento solar chega a esta zona non segue as liñas espirales do campo magnético do Sol, senón que se propaga radialmente ata que o choque chega á onda. Fóra dela as zonas son desordenadas e o fluxo plasmático é turbulento.

Que podemos dicir das medidas da heliosfera? O pouco que sabemos deste problema conseguiuse analizando o comportamento dos raios cósmicos que chegan á Terra desde o espazo interestelar. A intensidade destes raios é variable e coincide co período de actividade do Sol. Cando a actividade é máxima, a intensidade dos raios cósmicos é mínima e viceversa. A explicación é sinxela. Cando a actividade é máxima, o vento solar é máis forte e a heliosfera expándese maneira que a absorción dos raios cósmicos é maior.

Loxicamente, cando a actividade é mínima o efecto é inverso. Por outra banda, a difusión da heliosfera tamén ten outra consecuencia: O máximo de actividade solar e o mínimo de raios cósmicos non se producen na mesma época, mentres que o segundo atrásase entre os nove meses e un ano respecto ao primeiro (é o mesmo, por suposto, entre o mínimo de actividade e o máximo de raios cósmicos). Este atraso ou desfasamento débese a que a difusión da heliosfera non é instantánea. As fraccións disparadas polo aumento da actividade tardan en levar a heliopausa até o novo lugar e en que a absorción dos raios procedentes do exterior sexa efectiva.

Este dato permítenos calcular una aproximación á distancia do Sol á xeada. Se supomos una velocidade media de vento solar de 500 km/s, durante 3,3 días circulará una unidade astronómica, polo que durante nove meses haberá 80 Ou.A. e un ano con 110 Ou.A. Normalmente 100 e 150 Ou.A. suponse que a distancia do Sol ao helio atópase no tramo medio cara ao lado da onda de choque. Cara ao lado da cola, con todo, non se dispón de datos precisos paira realizar o cálculo, pero se indica como orientación a cantidade de 10.000 Ou.A.

Aínda que a terra móvese dentro da heliosfera, non coñecemos ben as súas diferenzas e o seu comportamento. Aínda que os datos que envían os espazos arriba mencionados son moi importantes, tamén presentan un problema, como veremos no próximo número.

Terminaremos cunha nova mirada á imaxe paira analizar as traxectorias dos espazos que se afastan do Sol e contemplar a súa oportunidade de pasar a heliopausa e mergullarse no espazo interestelar. As catro embarcacións teñen o mesmo problema: teñen reservas moi limitadas de combustibles paira responder á longa viaxe que deberían realizar paira chegar á xeada. Está situado a 47 Ou.A. do Sol Pioneer 10, pero o seu percorrido non é o máis adecuado paira chegar á helio. Está a Pioneer 11 29 Ou.A. e Voyager 2 a 30 Ou.A., pero a súa traxectoria tampouco é a máis curta. O Voyager 1, actualmente a 38 Ou.A. do Sol, é o máis adecuado e os científicos teñen a esperanza de que chegue antes de que se esgote a súa fonte de enerxía, cara ao ano 2020.