Limite du système solaire
Comme dans la plupart des derniers numéros, nous reviendrons sur le système solaire, mais en nous rapprochant de ses limites. À la fin de cette étude de la frontière, nous laissons les thèmes de l'environnement proche pour aborder d'autres sujets que nous n'avons pas encore abordés, comme les galaxies et notre Chemin Français (Voie Lactée), les Quasars, etc.
Certains exemplaires ont tenté d'expliquer les conclusions tirées des données envoyées par Voyager 2. Pour quitter le système solaire, nous partirons aussi vers sa frontière avec Voyager 2 et trois autres espaces (Voyager 1, Pioneer 10 et Pioneer 11).
Contrairement à ce qui était initialement imaginable, la limite du système solaire n'est pas définie en tenant compte des effets de son champ de gravité. Parmi les corps les plus éloignés qui orbitent autour du Soleil se trouvent les comètes qui forment le nuage d'Oort, dont le rayon peut se situer autour de 50.000 unités astronomiques (UA, distance entre le Soleil et la Terre, environ 150 millions de km).
Mais à cette distance, et encore moins, le soleil n'a aucune influence sur le milieu interstellaire. Par conséquent, la limite est considérée comme à une limite où ce milieu élimine l'influence du champ magnétique du soleil. La partie de l'espace exposée à l'action du champ magnétique d'un corps est appelée magnétosphère, mais dans le cas du soleil on lui donne un nom spécial : l'héliosphère. La limite est appelée héliopause.
En définitive, le Soleil est responsable des conditions physiques qui existent dans l'héliosphère. Comme on le sait, les processus violents qui se produisent dans le Soleil génèrent un flux de parties chargées (surtout électrons et protons) qui partent de la photosphère. Ce flux s'étend le long de l'espace interplanétaire, créant le soi-disant vent solaire. Quand ces fractions du vent solaire sont nouvellement lancées, c'est-à-dire quand elles n'ont pas encore quitté le soleil, elles forment la dernière couche de leur atmosphère : la couronne.
La vitesse des fractions solaires est normalement de 400 ou 600 km/s. Cependant, il faut garder à l'esprit que plus la vitesse du plasma émis par les zones de latitude solaire est élevée. D'autre part, lorsque nous effectuons l'étude du soleil, nous notons que les explosions et phénomènes qui provoquent des altérations dans le champ magnétique peuvent augmenter considérablement la densité et la vitesse du vent solaire.
La vitesse peut atteindre 2000 km/s. Les lignes magnétiques du champ magnétique sont celles qui délimitent le parcours. Bien sûr, la vitesse de rotation du soleil a une grande influence sur ce mouvement. Les lignes de champ magnétique ne sont pas radiales, mais en spirale, et autour de l'orbite de Neptune sont presque perpendiculaires à la direction radiale.
Quant à la forme de l'héliosphère, on pensait d'abord qu'elle était sphérique, mais comme nous le savons aujourd'hui, elle ne peut pas être sphérique. Sur la base des études de mouvement des étoiles environnantes, les astronomes ont conclu que le milieu interstellaire local provient du centre de la galaxie vers le soleil à une vitesse d'environ 20 km/s. Ainsi, dans l'environnement où le flux interstellaire et le vent solaire se heurtent, une onde de choc produit une compression. Sur le côté opposé, les lignes magnétiques forment une longue queue en suivant la direction du flux interstellaire. L'image montre le résultat de toutes les considérations effectuées.
Sur le côté entre héliopause et onde de choc, l'intensité du champ magnétique interstellaire peut être d'un million ou deux gausses (celle de la terre est d'un tiers de gauss). Lorsque le vent solaire arrive dans cette zone, il ne suit pas les lignes spirales du champ magnétique du soleil, mais se propage radialement jusqu'à ce que le choc atteint l'onde. En dehors de cela, les zones sont désordonnées et le flux plasmatique est turbulent.
Que pouvons-nous dire des mesures de l'héliosphère ? Le peu que nous connaissons de ce problème a été réalisé en analysant le comportement des rayons cosmiques qui arrivent sur Terre depuis l'espace interstellaire. L'intensité de ces rayons est variable et correspond à la période d'activité du Soleil. Lorsque l'activité est maximale, l'intensité des rayons cosmiques est minimale et vice-versa. L'explication est simple. Lorsque l'activité est maximale, le vent solaire est plus fort et l'héliosphère s'étend de sorte que l'absorption des rayons cosmiques est plus grande.
Logiquement, lorsque l'activité est minimale, l'effet est inverse. D'autre part, la diffusion de l'héliosphère a aussi une autre conséquence: Le maximum d'activité solaire et le minimum de rayons cosmiques ne se produisent pas à la même époque, tandis que le second est retardé entre neuf mois et un an par rapport au premier (c'est la même chose, bien sûr, entre le minimum d'activité et le maximum de rayons cosmiques). Ce retard ou décalage est dû au fait que la diffusion de l'héliosphère n'est pas instantanée. Les fractions déclenchées par l'augmentation de l'activité prennent le temps de porter l'héliopause jusqu'au nouvel endroit et que l'absorption des rayons provenant de l'extérieur soit effective.
Cette donnée nous permet de calculer une approximation de la distance du Soleil à la crème glacée. Si nous supposons une vitesse moyenne du vent solaire de 500 km/s, une unité astronomique circulera pendant 3,3 jours, donc pendant neuf mois il y aura 80 U.A. et un an avec 110 U.A. Normalement 100 et 150 U.A. On suppose que la distance du Soleil à l'hélium se trouve sur le tronçon moyen du côté de l'onde de choc. Sur le côté de la queue, cependant, aucune donnée précise n'est disponible pour effectuer le calcul, mais la quantité de 10.000 U.A est indiquée comme orientation.
Bien que la terre se déplace dans l'héliosphère, nous ne connaissons pas bien ses différences et son comportement. Bien que les données envoyées ci-dessus soient très importantes, elles présentent également un problème, comme nous le verrons dans le prochain numéro.
Nous finirons avec un nouveau regard sur l'image pour analyser les trajectoires des espaces qui s'éloignent du Soleil et contempler sa chance de passer l'héliopause et de plonger dans l'espace interstellaire. Les quatre bateaux ont le même problème: ils ont des réserves très limitées de combustibles pour répondre au long voyage qu'ils devraient effectuer pour arriver à la crème glacée. Il est situé à 47 U.A. du Sol Pioneer 10, mais son parcours n'est pas le plus approprié pour atteindre l'hélium. Vous êtes sur Pioneer 11 29 U.A. et Voyager 2 à 30 U.A., mais sa trajectoire n'est pas la plus courte. Voyager 1, actuellement à 38 U.A. du Soleil, il est le plus approprié et les scientifiques espèrent qu'il arrivera avant que sa source d'énergie soit épuisée, vers 2020.
Soleil: Il entre en Sagittaire le 22 novembre.
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