Arco de choque

En astrofísica , los arcos de choque son ondas de choque en regiones donde las condiciones de densidad y presión cambian drásticamente debido al viento estelar . ^[1] El arco de choque ocurre cuando la magnetosfera de un objeto astrofísico interactúa con el plasma ambiental que fluye cerca, 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 resultado de su aproximación a la magnetopausa . Para las estrellas, este límite es típicamente el borde de la astroesfera , donde el viento estelar se encuentra con el medio interestelar . ^[1]

El criterio definitorio de una onda de choque es que la velocidad 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.${\displaystyle c_{s}^{2}=\gamma p/\rho }$${\estilo de visualización \gamma}$${\estilo de visualización p}$${\estilo de visualización \rho}$

Una complicación común en astrofísica es la presencia de un campo magnético. Por ejemplo, las partículas cargadas que forman el viento solar siguen trayectorias espirales a lo largo de las líneas de campo magnético. La velocidad de cada partícula a medida que gira alrededor de una línea de campo puede tratarse 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 arco de choque, la velocidad de avance del viento (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 un 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. A mucha distancia 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 de iones, aparece el arco de choque.

Las primeras observaciones se realizaron en los años 1980 y 1990, cuando varias naves espaciales sobrevolaron los cometas 21P/Giacobini–Zinner , ^[8] 1P/Halley , ^[9] y 26P/Grigg–Skjellerup . ^[10] Entonces se descubrió que las ondas de choque en los cometas son más anchas y graduales que las ondas de choque planetarias agudas observadas, por ejemplo, en la Tierra. Todas estas observaciones se realizaron cerca del perihelio, cuando las ondas de choque ya estaban completamente desarrolladas.

La sonda espacial Rosetta siguió al cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko desde muy lejos en el sistema solar, a una distancia heliocéntrica de 3,6 UA , hacia el perihelio a 1,24 UA, y de regreso. Esto le permitió a Rosetta observar el arco de choque a medida que se formaba cuando la desgasificación aumentó durante el viaje del cometa hacia el Sol. En esta etapa temprana de desarrollo, el arco de choque se denominó "arco de choque 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. Al alejarse del Sol, el punto donde el flujo del viento solar se vuelve subsónico es el choque de terminación , el punto donde se equilibran las presiones del medio interestelar y del viento solar 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 de choque solar se encontraba a una distancia de alrededor de 230 UA ^[12] del Sol, más del doble de la distancia del choque de terminación que encontró la nave espacial Voyager.

Sin embargo, los datos obtenidos en 2012 por el Interstellar Boundary Explorer (IBEX) de la NASA indican la ausencia de cualquier arco de choque solar. ^[13] Junto con los resultados corroborativos 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 previene, al menos en la región galáctica a través de la cual pasa el Sol, por 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 Herbig Haro , en los que un flujo colimado 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 formados por 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 los canales W3/W4 de WISE . En 2016, Kobulnicky et al. crearon el catálogo de arcos de choque de Spitzer/WISE más grande hasta la fecha con 709 candidatos a arcos de choque. ^[17] Para obtener un catálogo de arcos de choque más grande, el Proyecto Vía Láctea (un proyecto de ciencia ciudadana ) tiene como objetivo mapear los arcos de choque infrarrojos en el plano galáctico. Este catálogo más grande 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 drapeado magnético, ocurre cuando un flujo de plasma superalfvénico impacta un objeto no magnetizado, como sucede cuando el viento solar llega a la ionosfera de Venus: ^[20] el flujo se desvía alrededor del objeto envolviendo el campo magnético a lo largo del flujo de estela. ^[21]

La condición para que el flujo sea superalfvénico significa que la velocidad relativa entre el flujo y el objeto, , es mayor que la velocidad local de Alfven , lo que significa un gran número de Mach alfvénico: . Para objetos no magnetizados y eléctricamente conductores , el campo ambiental crea corrientes eléctricas dentro del objeto y en el plasma circundante, de modo que el flujo se desvía y se ralentiza ya que la escala de tiempo de disipación magnética es mucho mayor que la escala de tiempo de 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 una 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 delantero del objeto creando una envoltura estrecha que es similar a las ondas de choque de las magnetosferas planetarias. El campo magnético concentrado aumenta hasta que la presión de ariete se vuelve comparable a la presión magnética en la envoltura:${\estilo de visualización v}$ $Estilo de visualización V_{A}$${\displaystyle M_{A}\gg 1}$

${\displaystyle \rho _{0}v^{2}={\frac {B_{0}^{2}}{2\mu _{0}}},}$

donde es la densidad del plasma, es el campo magnético envolvente cerca del objeto y es la velocidad relativa entre el plasma y el objeto. Se ha detectado un drapeado magnético alrededor de planetas, lunas, eyecciones de masa coronal solar y galaxias. ^[22]${\displaystyle \rho_{0}}$$Estilo de visualización B_{0}$${\estilo de visualización v}$

• Onda de choque
• Ondas de choque en la astrofísica
• Heliovaina
• Resplandor de Fermi
• Amortiguación de proa (aerodinámica)
• IRC-10414

• Kivelson, MG; Russell, CT (1995). Introducción a la física espacial . Nueva York: Cambridge University Press . pág. 129. ISBN. 978-0-521-45104-8.
• Cravens, TE (1997). Física de los plasmas del sistema solar . Nueva York: Cambridge University Press. pág. 142. ISBN. 978-0-521-35280-2.

• Imagen astronómica del día de la NASA: imagen de arco de choque (BZ Cam) (28 de noviembre de 2000)
• Imagen astronómica del día de la NASA: Imagen de arco de choque (IRS8) (17 de octubre de 2000)
• Imagen astronómica del día de la NASA: Zeta Oph: estrella fugitiva (8 de abril de 2017)
• Imagen de arco de choque (HD77581)
• Imagen de arco de choque (LL Ori)
• Más sobre las Voyager
• Escuche el arco de choque joviano (de la Universidad de Iowa)
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