En astrofísica , un arco de choque ocurre cuando la magnetosfera de un objeto astrofísico interactúa con el plasma ambiental que fluye cercano , como el viento solar . Para la Tierra y otros planetas magnetizados, es el límite en el que la velocidad del viento estelar cae abruptamente como consecuencia de su aproximación a la magnetopausa . Para las estrellas, este límite suele ser el borde de la astrosfera , donde el viento estelar se encuentra con el medio interestelar . [1]
El criterio que define una onda de choque es que la velocidad global del plasma cae de " supersónica " a "subsónica", donde la velocidad del sonido c s se define por donde es la relación de calores específicos , es la presión y es la densidad del plasma.
Una complicación común en astrofísica es la presencia de un campo magnético. Por ejemplo, las partículas cargadas que componen el viento solar siguen trayectorias en espiral a lo largo de las líneas del campo magnético. La velocidad de cada partícula cuando gira alrededor de una línea de campo se puede tratar de manera similar a la velocidad térmica en un gas ordinario, y en un gas ordinario la velocidad térmica media es aproximadamente la velocidad del sonido. En el choque de arco, la velocidad total del viento hacia adelante (que es el componente de la velocidad paralela a las líneas de campo alrededor de las cuales giran las partículas) cae por debajo de la velocidad a la que giran las partículas.
El ejemplo mejor estudiado de arco de choque es el que ocurre cuando el viento del Sol encuentra la magnetopausa de la Tierra , aunque los arcos de choque ocurren alrededor de todos los planetas, tanto no magnetizados, como Marte [2] y Venus [3] como magnetizados, como Júpiter. [4] o Saturno . [5] El arco de choque de la Tierra tiene unos 17 kilómetros (11 millas) de espesor [6] y está ubicado a unos 90.000 kilómetros (56.000 millas) del planeta. [7]
Los arcos de choque se forman en los cometas como resultado de la interacción entre el viento solar y la ionosfera cometaria. Lejos del Sol, un cometa es una roca helada sin atmósfera. A medida que se acerca al Sol, el calor de la luz solar hace que se libere gas del núcleo del cometa , creando una atmósfera llamada coma . La coma está parcialmente ionizada por la luz solar, y cuando el viento solar pasa a través de esta coma iónica, aparece el arco de choque.
Las primeras observaciones se realizaron en las décadas de 1980 y 1990, cuando varias naves espaciales sobrevolaron los cometas 21P/Giacobini–Zinner , [8] 1P/Halley , [9] y 26P/Grigg–Skjellerup . [10] Luego se descubrió que los arcos de choque en los cometas son más amplios y más graduales que los agudos arcos de choque planetarios observados, por ejemplo, en la Tierra. Todas estas observaciones se realizaron cerca del perihelio , cuando los arcos de choque ya estaban completamente desarrollados.
La nave espacial Rosetta siguió al cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko desde muy lejos en el sistema solar, a una distancia heliocéntrica de 3,6 AU , hacia el perihelio a 1,24 AU, y volvió a salir. Esto permitió a Rosetta observar el arco de choque que se formó cuando aumentó la desgasificación durante el viaje del cometa hacia el Sol. En este estado temprano de desarrollo, el shock se denominó "shock de arco infantil". [11] El arco de choque infantil es asimétrico y, en relación con la distancia al núcleo, más ancho que los arcos de choque completamente desarrollados.
Durante varias décadas, se ha pensado que el viento solar forma un arco de choque en el borde de la heliosfera , donde choca con el medio interestelar circundante. Alejándonos del Sol, el punto donde el flujo del viento solar se vuelve subsónico es el choque de terminación , el punto donde las presiones del medio interestelar y el viento solar se equilibran es la heliopausa , y el punto donde el flujo del medio interestelar se vuelve subsónico sería el arco de choque. Se pensaba que este arco solar se encontraba a una distancia de alrededor de 230 AU [12] del Sol, más del doble de la distancia del choque terminal encontrado por la nave espacial Voyager.
Sin embargo, los datos obtenidos en 2012 del Interstellar Boundary Explorer (IBEX) de la NASA indican la falta de cualquier arco de choque solar. [13] Además de corroborar los resultados de la nave espacial Voyager , estos hallazgos han motivado algunos refinamientos teóricos; El pensamiento actual es que la formación de un arco de choque se evita, al menos en la región galáctica por la que pasa el Sol, mediante una combinación de la fuerza del campo magnético interestelar local y de la velocidad relativa de la heliosfera. [14]
En 2006, se detectó un arco de choque en el infrarrojo lejano cerca de la estrella AGB R Hydrae . [15]
Los arcos de choque también son una característica común en los objetos de Herbig Haro , en los que una salida colimada mucho más fuerte de gas y polvo de la estrella interactúa con el medio interestelar, produciendo arcos de choque brillantes que son visibles en longitudes de onda ópticas.
El Telescopio Espacial Hubble capturó estas imágenes de arcos de choque hechos de gases densos y plasma en la Nebulosa de Orión .
Si una estrella masiva es una estrella fugitiva , puede formar un arco de choque infrarrojo que es detectable en 24 μm y, a veces, en 8 μm del Telescopio Espacial Spitzer o en los canales W3/W4 de WISE . En 2016 Kobulnicky et al. creó el catálogo de arcos de choque más grande de Spitzer/WISE hasta la fecha con 709 candidatos a arcos de choque. [17] Para obtener un catálogo más amplio de arcos de choque, el Proyecto Vía Láctea (un proyecto de Ciencia Ciudadana ) tiene como objetivo mapear arcos de choque infrarrojos en el plano galáctico. Este catálogo más amplio ayudará a comprender el viento estelar de las estrellas masivas. [18]
Las estrellas más cercanas con arcos de choque infrarrojos son:
La mayoría de ellas pertenecen a la asociación Scorpius-Centaurus y Theta Carinae , que es la estrella más brillante de IC 2602 , también podría pertenecer al subgrupo Lower Centaurus-Crux. Epsilon Persei no pertenece a esta asociación estelar . [19]
Un efecto similar, conocido como efecto de cobertura magnética, ocurre cuando un flujo de plasma súper alfvénico impacta un objeto no magnetizado, como sucede cuando el viento solar alcanza la ionosfera de Venus: [20] el flujo se desvía alrededor del objeto que cubre el campo magnético. a lo largo del flujo de estela. [21]
La condición para que el flujo sea súper alfvénico significa que la velocidad relativa entre el flujo y el objeto, es mayor que la velocidad local de Alfven , lo que significa un número de Mach alfvénico grande :. Para objetos no magnetizados y eléctricamente conductores , el campo ambiental crea corrientes eléctricas dentro del objeto y hacia el plasma circundante, de modo que el flujo se desvía y se ralentiza ya que la escala de tiempo de la disipación magnética es mucho más larga que la escala de tiempo de la advección del campo magnético . Las corrientes inducidas, a su vez, generan campos magnéticos que desvían el flujo creando un arco de choque. Por ejemplo, las ionosferas de Marte y Venus proporcionan los entornos conductores para la interacción con el viento solar. Sin ionosfera, el plasma magnetizado que fluye es absorbido por el cuerpo no conductor. Esto último ocurre, por ejemplo, cuando el viento solar interactúa con la Luna , que no tiene ionosfera. En el drapeado magnético, las líneas de campo se envuelven y envuelven alrededor del lado principal del objeto creando una envoltura estrecha que es similar a los arcos de choque en las magnetosferas planetarias. El campo magnético concentrado aumenta hasta que la presión del ariete se vuelve comparable a la presión magnética en la vaina:
donde es la densidad del plasma, es el campo magnético que cubre el objeto y es la velocidad relativa entre el plasma y el objeto. Se han detectado cortinas magnéticas alrededor de planetas, lunas, eyecciones de masa coronal solar y galaxias. [22]
