¿Sabía usted..., y si no sabía puede enterarse, ¿Que es su casa? y ¿Hasta donde llega? Claro, El Sisitema Solar donde vive...

Impresión del artista de las fronteras de nuestro sistema solar. Crédito: NASA GSFC

¿Qué define el límite del sistema solar?:

¿Lo que queremos decir cuando decimos que algo tiene una arista o un límite? Algunas cosas, como una tabla o un campo de fútbol tienen límites y bordes claros. Otros objetos, como las ciudades y pueblos, tienen límites que no son tan fáciles de ver. Es difícil decir dónde terminan y algo comienza. El sistema solar es más parecido a una ciudad que un campo de tabla o de fútbol.

Se podría decir que el sistema solar se extiende en lo que respecta a la influencia del Sol. Podría significar la influencia de la luz del Sol, de la influencia de la gravedad del Sol o de la influencia del campo magnético del Sol y del viento solar.

¿El alcance de la luz del Sol sería una buena manera de decidir hasta dónde se extiende el sistema solar? Se obtiene menos luz del Sol  cuando se mueve más lejos, pero no hay ningún límite donde se detiene la luz o cuando de repente llega más débil. ¿Qué gravedad? Al igual que la luz, la influencia de la gravedad del Sol se extiende sin límite, aunque se obtiene más débil lejos, lejos del Sol. No hay un límite en el que se detiene. Los astrónomos todavía están descubriendo los objetos del sistema solar exterior más allá de Plutón.

El viento solar es diferente de la luz o la gravedad. Como arroyos lejos del Sol corre fuera hacia el espacio entre las estrellas. Pensamos este espacio como "vacío" pero contiene trazas de gas y polvo. El viento solar sopla contra este material y borra a una región similar a la burbuja de este gas. Esta burbuja que rodea el Sol y el sistema solar se llama la heliosfera. Esto no es una burbuja como una pompa de jabón, sino más bien como una nube de niebla, aliento que respira aire frío en invierno. Los científicos creen que las partes más cercanas de la heliosfera están 90 veces más lejos que la distancia entre la tierra y el sol. Es tres veces en lo que respecta a Plutón.

La heliosfera define un tipo de límite del sistema solar.

¿Qué sucede cuando el viento solar y el medio interestelar chocan?:

A pesar de que el medio interestelar tiene una baja densidad, todavía tiene una presión (similar a la presión de aire). El viento solar también tiene una presión. Cerca del Sol, el viento solar tiene una gran presión y fácilmente puede empujar el medio interestelar, lejos del Sol. Más lejos del Sol, la presión desde el espacio interestelar es lo suficientemente fuerte para disminuir y eventualmente detener el flujo de viento solar que viaja en sus alrededores. El área entera o burbujas dentro del límite del sistema solar se llama la heliosfera. El lugar donde el viento solar se ralentiza y empieza a interactuar con el medio interestelar se llama la heliosheath. El heliosheath tiene algunas partes: el choque de terminación (la parte más íntima de la frontera), la heliopausa (la parte exterior de la frontera) y la parte entre el límite interior y exterior.

Puesto que el Sol es movimiento relativo al medio interestelar alrededor de ella, la heliosfera forma una ola o un choque en el medio interestelar como un barco en el océano. Esto se llama el choque de arco o de onda.

¿Cuál es el medio interestelar?:

El espacio ultraterrestre no es espacio vacío. El medio interestelar (ISM) es el nombre de las cosas que está en el espacio entre las estrellas en nuestra galaxia Vía Láctea. El ISM está conformado en su mayoría nubes de hidrógeno y helio. El resto de ISM se compone principalmente de elementos más pesados como carbono. Alrededor del uno por ciento de la ISM es en forma de polvo.

En algunos lugares en el espacio interestelar no es densa en absoluto, pero es mucho más denso en otras regiones. Sin embargo, incluso las partes más densas de la ISM son 1014 (100,000,000,000,000 o 100 billones) de veces menos densas que la atmósfera terrestre. La densidad de la ISM oscila entre 0,003 moléculas por centímetro cúbico en regiones de gases calientes ionizados, o plasma, a más de 100.000 moléculas por centímetro cúbico en regiones donde hay estrellas. En promedio, hay sólo 1.000 granos de polvo en cada kilómetro cúbico de espacio!

Nota quelonia: Para ver todo esto sugiero recorrer los otras blogs de los que soy autor como: wwwastronomo.blogspot.com (Dedicado al Telescopio Espacial Hubble). wwwastronomo1.blogspot.com y wwwastronomo2.blogspot.com (Dedicados a los Telescopios Espaciales Spitzer y Chandra. Todos en Castellano). Pueden acceder desde las etiquetas, arriba, de enlaces.

Se forman estrellas en las regiones del medio interestelar que son lo suficientemente densa para que la gravedad extraiga el gas y el polvo juntos para hacerse compacto y caliente las esferas. Estos protoestrella se convertirían en tan densas y calientes que comienza la fusión nuclear, y se convierten en estrellas.

Aunque no están vivos, las estrellas tienen ciclos de vida. Nacen de la ISM, crecen y mueren. Algunas estrellas mueren en una explosión que se llama una supernova. Después explota, material de una supernova es reciclado en el ISM.

La explosión de estrellas reponen continuamente el ISM con su material. A su vez, la gravedad tira el material ISM para formar estrellas.

¿Qué es el choque de arco o la ola de proa?:

Un choque de arco o de onda se forma delante de la heliosfera, como el Sol se mueve a través del medio interestelar. Una ola de proa es similar a lo que sucede en la proa de un barco, mientras que un choque de arco es similar a la onda expansiva que se forma en frente de un jet supersónico.

Si el Sol se mueve más rápido que la velocidad del sonido en el medio interestelar, formarán un shock de arco. De lo contrario, si el Sol no está viajando formarán esa rápida ola de proa.

¿Qué es la heliopausa?:

La heliopausa es el límite entre el viento solar del Sol y el medio interestelar. El viento solar sopla una "burbuja" conocida como la heliosfera en el medio interestelar. El borde exterior de esta "burbuja" es donde la fuerza del viento solar ya no es lo suficientemente grande como para hacer retroceder el medio interestelar. Esto se conoce como la heliopausa y a menudo se considera que el borde exterior del sistema solar. La zona entre el choque de terminación y la heliopausa es conocida como el heliosheath.

¿Qué es el choque de terminación?:

El choque de terminación es el límite marcado en uno de los límites de la influencia del sol y un límite del sistema solar. Es donde la burbuja de partículas de viento solar ralentiza para que las partículas viajen más despacio que la velocidad del sonido. Las partículas de viento solar desaceleran cuando empiezan a presionar en el medio interestelar. El viento solar está hecho de plasma, y cuando disminuye de esta manera, pasa por muchos cambios. El plasma del viento solar obtiene smooshed juntos, o comprimido como personas atestadas juntos en una habitación pequeña. Cuando está comprimida, también se vuelve mucho más caliente, de la misma manera como una bomba de bicicleta se calienta en la mano cuando vigorosamente inflamos un neumático. Además, el viento solar transporta hacia afuera algunos del campo magnético del Sol, que ahora obtiene más fuerte en el choque de terminación y giros alrededor. Tenemos sólo dos mediciones directas de la distancia para el choque de terminación. Estas mediciones se realizaron por Voyager 1 y Voyager 2. Voyager 1 cruzó el choque de terminación en 94 unidades astronómicas (UA) y Voyager 2 cruzó en 84 AU.

A pesar de que el medio interestelar tiene una baja densidad, todavía tiene una presión (pensar en la presión de aire). El flujo de viento solar también representa una fuerte presión hacia el exterior. Cerca al Sol, el viento solar tiene una alta presión y puede insertar fácilmente el medio interestelar, lejos del Sol. Más lejos del Sol, la presión desde el espacio interestelar es lo suficientemente fuerte como para ralentizar y eventualmente detener el flujo del viento solar que viaja al espacio. El lugar donde la velocidad del viento solar se vuelve más lenta que la velocidad del sonido se llama el choque de terminación.

Un choque similar está formado al ejecutar el agua de un grifo en un receptor. Cuando la corriente de agua golpea a la cuenca del receptor, el agua que fluye se extiende a una velocidad relativamente rápida, formando un disco de aguas poco profundas que se mueve rápidamente hacia el exterior, como el viento solar dentro del choque de terminación. Alrededor del borde del disco, un frente de choque o muro de formas de agua; fuera el frente de choque, el agua se mueve relativamente más lento, como fuera el choque de terminación. Recuerde que el choque de agua sólo es bidimensional o plana. El límite de nuestro sistema solar es tridimensional como una esfera.

¿Cómo me afectan los límites del sistema solar?:

Este gráfico muestra la fracción de alta energía de los rayos cósmicos (más de 100 MeV) que pasan por la frontera del sistema solar. 100% de ellos están presente fuera de la conmoción de arco. Hay una pequeña entrega del número que lo hacen a través de la heliopausa. Más del 50% se detuvo entre el choque heliopausa y terminación, que es de aproximadamente 100 AU. Esto deja una fracción menos de 25% a impregnar al sistema solar interior.

El límite del sistema solar puede definirse como la región donde el viento solar ralentiza e interactúa con el medio interestelar.

Si el sistema solar no tenía un límite, o si el límite cambia de tamaño para que estaba dentro de la órbita de la tierra, podría haber al menos cuatro veces la cantidad de rayos cósmicos en el sistema solar. Por suerte la magnetosfera terrestre nos protege de los rayos cósmicos que vienen de fuera de nuestro sistema solar. Sin embargo, si hubo un aumento dramático en el número de rayos cósmicos entrar en el sistema solar, podría cambiar la cantidad de rayos cósmicos de alta energía que sería capaz de llegar a la superficie de la tierra. Podrían producirse daños a la capa de ozono de la tierra y los rayos cósmicos pueden causar daños y mutaciones al ADN.

¿Qué son los rayos cósmicos?:

'Rayos cósmicos' es el nombre (confuso) de cualquier tipo de partículas energéticas que viene de fuera de la tierra. Estas partículas podrían ser único protones, núcleos de átomos diferentes o electrones. Rayos cósmicos no son ni luz ni haces de partículas, así que quizá deberían ser renombrado como partículas cósmicas enérgicas. Rayos cósmicos se realizan a menudo cuando una estrella explota. Esto se llama una supernova. Algunos rayos cósmicos pueden ser producidos por el Sol y algunos incluso pueden venir desde tan lejos como otras galaxias. Estas partículas son muy enérgicas, pero también muy pequeñas. Rara vez directamente llegan nada como viajan a través del espacio, pero si lo hacen pueden causar reacciones nucleares con átomos. Estas reacciones son similares a las actividades en los aceleradores de partículas. Heliosfera del Sol protege los planetas y otros objetos del sistema solar de algunas de estas partículas peligrosas. Magnetosfera de la tierra y la atmósfera protegen la vida en la tierra de los rayos cósmicos que lo hacen a través de la heliosfera. Estudiando la heliosfera nos ayudará a preparar la protección adecuada durante viajes espaciales futuros.

¿Cómo rayos cósmicos afectan el ADN?:

Los Rayos cósmicos pueden dañar gravemente el ADN. Si no se pueden reparar los daños en el ADN por la célula, la célula podría morir. Si el daño es copiado en varias celdas, podría ocurrir una mutación. Exposición a grandes cantidades de rayos cósmicos podría aumentar los riesgos de cáncer, cataratas y trastornos neurológicos. A largo plazo de la exposición a los rayos cósmicos, o cortas ráfagas intensas, podría afectar a la evolución de la vida en la Tierra.

¿Cuáles son los átomos neutros energéticos?:

Los enérgico átomos neutros (actividad) son partículas sin carga que se mueven relativamente rápido. Actividad está formados por partículas que son ionizadas, lo que significa que han perdido electrones. A veces, estos iones interactúan con átomos neutros tomando los electrones de los átomos neutros y convertirse en neutral propios. Dado que ya no se encarga de la partícula (tiene un número igual de protones y electrones) ya no reacciona a los campos magnéticos y viaja en línea recta desde el lugar donde se produjo la interacción.

Esta interacción se denomina intercambio de carga. El intercambio de carga puede ocurrir entre el viento solar iones y átomos neutros desde el medio interestelar. Algunas de estas actividad ocurren y viajan en la manera correcta para que entren a la nave espacial IBEX para la colección. Hay muchas partículas energéticas que interactúan con los neutrales interestelares, que aunque podrían viajar en cualquier dirección, los sensores del IBEX  son capaces de recoger entre 1 hora y unos pocos por minuto.

Crédito: Misión IBEX

Traducción: El Quelonio Volador