Heliosfera

• Top: Diagrama de la heliósfera mientras recorre el medio interestelar:
  1. Heliosheath: la región exterior de la heliósfera; el viento solar es comprimido y turbulento
  2. Heliopause: el límite entre el viento solar y el viento interestelar donde están en equilibrio.
• Medio ambiente: agua corriendo en un fregadero como analogía para la heliósfera y sus diferentes zonas (izquierda) y nave espacial Voyager midiendo una gota de las partículas de alta energía del viento solar en el choque de terminación (derecha)
• Bottom: Escala logarítmica del Sistema Solar y Voyager 1's posición. Gliese 445 en la extrema derecha, por contraste, es aproximadamente 10.000 veces más lejos del Sol que de Voyager.

La heliosfera es la magnetosfera, la astrosfera y la capa atmosférica más externa del Sol. Toma la forma de una vasta región del espacio parecida a una burbuja con una cola. En términos de física del plasma, es la cavidad formada por el Sol en el medio interestelar circundante. La "burbuja" de la heliosfera está continuamente "inflada" por plasma proveniente del Sol, conocido como viento solar. Fuera de la heliosfera, este plasma solar da paso al plasma interestelar que impregna la Vía Láctea. Como parte del campo magnético interplanetario, la heliosfera protege al Sistema Solar de cantidades significativas de radiación ionizante cósmica; Los rayos gamma sin carga, sin embargo, no se ven afectados. Su nombre probablemente fue acuñado por Alexander J. Dessler, a quien se le atribuye el primer uso de la palabra en la literatura científica en 1967. El estudio científico de la heliosfera es la heliofísica, que incluye el tiempo y el clima espacial.

Fluyendo sin obstáculos a través del Sistema Solar a lo largo de miles de millones de kilómetros, el viento solar se extiende mucho más allá incluso de la región de Plutón, hasta que encuentra el "choque de terminación", donde su movimiento se ralentiza abruptamente debido a la presión exterior. del medio interestelar. La "heliofunda" Es una amplia región de transición entre el shock de terminación y el borde exterior de la heliosfera, la "heliopausa". La forma general de la heliosfera se asemeja a la de un cometa; siendo aproximadamente esférico en un lado, con una larga cola en el lado opuesto, conocida como "heliocola".

Dos naves espaciales del programa Voyager exploraron los confines exteriores de la heliosfera, pasando por la terminación de choque y la heliofunda. La Voyager 1 encontró heliopausa el 25 de agosto de 2012, cuando la nave espacial midió un aumento repentino de cuarenta veces en la densidad del plasma. La Voyager 2 atravesó la heliopausa el 5 de noviembre de 2018. Debido a que la heliopausa marca el límite entre la materia que se origina en el Sol y la materia que se origina en el resto de la galaxia, las naves espaciales que salen de la heliosfera (como las dos Voyager) están en el espacio interestelar.

Estructura

A pesar de su nombre, la forma de la heliosfera no es una esfera perfecta. Su forma está determinada por tres factores: el medio interestelar (ISM), el viento solar y el movimiento general del Sol y la heliosfera a su paso por el ISM. Como el viento solar y el ISM son fluidos, la forma y el tamaño de la heliosfera también lo son. Sin embargo, los cambios en el viento solar alteran más fuertemente la posición fluctuante de los límites en escalas de tiempo cortas (de horas a algunos años). La presión del viento solar varía mucho más rápidamente que la presión exterior del ISM en cualquier lugar determinado. En particular, se cree que es significativo el efecto del ciclo solar de 11 años, en el que se observa un máximo y un mínimo distintos de actividad del viento solar.

A una escala más amplia, el movimiento de la heliosfera a través del medio fluido del ISM da como resultado una forma general similar a la de un cometa. El plasma del viento solar, que se mueve aproximadamente "corriente arriba" (en la misma dirección que el movimiento del Sol a través de la galaxia) se comprime en una forma casi esférica, mientras que el plasma que se mueve "corriente abajo" (opuesto al movimiento del Sol) fluye a una distancia mucho mayor antes de dar paso al ISM, definiendo la forma larga y arrastrada de la cola de helio.

Los datos limitados disponibles y la naturaleza inexplorada de estas estructuras han dado lugar a muchas teorías sobre su forma. En 2020, Merav Opher dirigió el equipo de investigadores que determinó que la forma de la heliosfera es una media luna que puede describirse como un croissant desinflado.

Viento solar

El viento solar está formado por partículas (átomos ionizados de la corona solar) y campos como el campo magnético que se producen desde el Sol y fluyen hacia el espacio. Debido a que el Sol gira aproximadamente cada 25 días, el campo magnético heliosférico transportado por el viento solar queda envuelto en una espiral. El viento solar afecta a muchos otros sistemas del Sistema Solar; por ejemplo, las variaciones en el propio campo magnético del Sol son arrastradas hacia afuera por el viento solar, produciendo tormentas geomagnéticas en la magnetosfera de la Tierra.

Hoja actual heliosférica

La lámina de corriente heliosférica es una onda en la heliosfera creada por el campo magnético giratorio del Sol. Marca el límite entre regiones del campo magnético heliosférico de polaridad opuesta. Extendiéndose por toda la heliosfera, la lámina actual heliosférica podría considerarse la estructura más grande del Sistema Solar y se dice que se asemeja a una "falda de bailarina".

Estructura de borde

La estructura exterior de la heliosfera está determinada por las interacciones entre el viento solar y los vientos del espacio interestelar. El viento solar se aleja del Sol en todas direcciones a velocidades de varios cientos de kilómetros por segundo en las proximidades de la Tierra. A cierta distancia del Sol, mucho más allá de la órbita de Neptuno, este viento supersónico debe disminuir su velocidad para encontrarse con los gases en el medio interestelar. Esto se lleva a cabo en varias etapas:

• El viento solar viaja a velocidades supersónicas dentro del Sistema Solar. En el choque de terminación, una onda de choque de pie, el viento solar cae por debajo de la velocidad del sonido y se vuelve subsónico.
• Se pensó anteriormente que una vez subsónico, el viento solar sería moldeado por el flujo ambiente del medio interestelar, formando una nariz rotunda en un lado y un cometa-como heliotail detrás, una región llamada la heliosheath. Sin embargo, las observaciones en 2009 mostraron que este modelo es incorrecto. A partir de 2011, se cree que está lleno de una burbuja magnética "fuera".
• La superficie exterior de la heliosheath, donde la heliósfera se encuentra con el medio interestelar, se llama heliopausa. Este es el borde de toda la heliósfera. Las observaciones en 2009 dieron lugar a cambios en este modelo.
• En teoría, la heliopausa causa turbulencia en el medio interestelar mientras el Sol orbita el Centro Galáctico. Fuera de la heliopausa, sería una región turbulenta causada por la presión de la heliopausa que avanza contra el medio interestelar. Sin embargo, la velocidad del viento solar relativa al medio interestelar es probablemente demasiado baja para un choque de arco.

Conmoción por cancelación

El choque de terminación es el punto en la heliosfera donde el viento solar se desacelera a una velocidad subsónica (en relación con el Sol) debido a las interacciones con el medio interestelar local. Esto provoca compresión, calentamiento y un cambio en el campo magnético. En el Sistema Solar, se cree que el choque terminal está entre 75 y 90 unidades astronómicas del Sol. En 2004, la Voyager 1 cruzó el choque terminal del Sol, seguida por la Voyager 2 en 2007.

El choque surge porque las partículas del viento solar son emitidas desde el Sol a unos 400 km/s, mientras que la velocidad del sonido (en el medio interestelar) es de unos 100 km/s. (La velocidad exacta depende de la densidad, que fluctúa considerablemente. A modo de comparación, la Tierra orbita alrededor del Sol a unos 30 km/s, la ISS orbita la Tierra a unos 7,7 km/s, los aviones vuelan sobre el suelo a unos 0,2-0,3 km/s, un automóvil en una carretera típica de acceso limitado alcanza alrededor de 0,03 km/s, y los humanos caminan alrededor de 0,001 km/s.) El medio interestelar, aunque tiene una densidad muy baja, tiene no obstante una presión relativamente constante asociada; la presión del viento solar disminuye con el cuadrado de la distancia al Sol. A medida que uno se aleja lo suficiente del Sol, la presión del viento solar cae hasta el punto en que ya no puede mantener un flujo supersónico contra la presión del medio interestelar, momento en el cual el viento solar se desacelera por debajo de su velocidad del sonido, causando una onda de choque. Más lejos del Sol, al choque terminal le sigue la heliopausa, donde las dos presiones se igualan y el medio interestelar detiene las partículas del viento solar.

Se pueden observar otros choques de terminación en los sistemas terrestres; Quizás lo más fácil se pueda ver simplemente abriendo un grifo de agua en un fregadero creando un salto hidráulico. Al golpear el suelo del fregadero, el agua que fluye se extiende a una velocidad superior a la velocidad de la onda local, formando un disco de flujo poco profundo y rápidamente divergente (análogo al tenue y supersónico viento solar). Alrededor de la periferia del disco se forma un frente de choque o pared de agua; fuera del frente de choque, el agua se mueve más lento que la velocidad de la onda local (análoga al medio interestelar subsónico).

La evidencia presentada en una reunión de la Unión Geofísica Americana en mayo de 2005 por Ed Stone sugiere que la nave espacial Voyager 1 pasó el choque de terminación en diciembre de 2004, cuando estaba a unas 94 AU del Sol, en virtud del cambio en las lecturas magnéticas tomadas de la nave. Por el contrario, la Voyager 2 comenzó a detectar partículas que regresaban cuando estaba a sólo 76 AU del Sol, en mayo de 2006. Esto implica que la heliosfera puede tener una forma irregular, abultándose hacia afuera en la cara norte del Sol. hemisferio y empujado hacia adentro en el sur.

Heliofunda

La heliofunda es la región de la heliosfera más allá del choque terminal. Aquí el viento se ralentiza, se comprime y se vuelve turbulento por su interacción con el medio interestelar. En su punto más cercano, el borde interior de la heliofunda se encuentra aproximadamente a entre 80 y 100 AU del Sol. Un modelo propuesto plantea la hipótesis de que la heliofunda tiene la forma de la coma de un cometa y recorre varias veces esa distancia en dirección opuesta a la trayectoria del Sol a través del espacio. En su lado de barlovento se estima que su espesor oscila entre 10 y 100 UA. Los científicos del proyecto Voyager han determinado que la heliofunda no es "suave"; – es más bien una "zona espumosa" lleno de burbujas magnéticas, cada una de aproximadamente 1 UA de ancho. Estas burbujas magnéticas se crean por el impacto del viento solar y el medio interestelar. La Voyager 1 y la Voyager 2 comenzaron a detectar evidencia de las burbujas en 2007 y 2008, respectivamente. Las burbujas, probablemente con forma de salchicha, se forman mediante la reconexión magnética entre sectores orientados opuestamente del campo magnético solar a medida que el viento solar disminuye. Probablemente representen estructuras autónomas que se han desprendido del campo magnético interplanetario.

A una distancia de aproximadamente 113 AU, la Voyager 1 detectó una 'región de estancamiento' dentro de la heliofunda. En esta región, el viento solar se redujo a cero, la intensidad del campo magnético se duplicó y los electrones de alta energía de la galaxia se multiplicaron por 100. Aproximadamente a 122 UA, la nave espacial entró en una nueva región que los científicos del proyecto Voyager llamaron "autopista magnética", un área todavía bajo la influencia del Sol pero con algunas diferencias dramáticas.

Heliopausa

La heliopausa es el límite teórico donde el viento solar del Sol es detenido por el medio interestelar; donde la fuerza del viento solar ya no es lo suficientemente grande como para hacer retroceder los vientos estelares de las estrellas circundantes. Este es el límite donde se equilibran las presiones del medio interestelar y del viento solar. El cruce de la heliopausa debería estar señalado por una fuerte caída en la temperatura de las partículas cargadas por el viento solar, un cambio en la dirección del campo magnético y un aumento en el número de rayos cósmicos galácticos.

En mayo de 2012, la Voyager 1 detectó un rápido aumento de dichos rayos cósmicos (un aumento del 9% en un mes, tras un aumento más gradual del 25% desde enero de 2009 hasta enero de 2012)., sugiriendo que se acercaba a la heliopausa. Entre finales de agosto y principios de septiembre de 2012, la Voyager 1 fue testigo de una fuerte caída de protones del sol, de 25 partículas por segundo a finales de agosto a aproximadamente 2 partículas por segundo a principios de octubre. En septiembre de 2013, la NASA anunció que la Voyager 1 había cruzado la heliopausa el 25 de agosto de 2012. Esto fue a una distancia de 121 AU (1,81× 10¹⁰ km) del Sol. Contrariamente a las predicciones, los datos de la Voyager 1 indican que el campo magnético de la galaxia está alineado con el campo magnético solar.

El 5 de noviembre de 2018, la misión Voyager 2 detectó una disminución repentina en el flujo de iones de baja energía. Al mismo tiempo, aumentó el nivel de rayos cósmicos. Esto demostró que la nave espacial cruzó la heliopausa a una distancia de 119 AU (1,78×10¹⁰ km) del Sol. A diferencia de la Voyager 1, la nave espacial Voyager 2 no detectó tubos de flujo interestelar mientras cruzaba la heliofunda.

La NASA recopiló datos de la heliopausa durante la misión SHIELDS en 2021.

Cola de helio

La heliocola es la cola de la heliosfera y, por tanto, la cola del Sistema Solar. Se puede comparar con la cola de un cometa (sin embargo, la cola de un cometa no se estira detrás de él cuando se mueve; siempre apunta en dirección contraria al Sol). La cola es una región donde el viento solar del Sol se desacelera y finalmente escapa de la heliosfera, evaporándose lentamente debido al intercambio de carga. La forma de la heliocola (descubierta recientemente por el Interstellar Boundary Explorer – IBEX) de la NASA es la de un trébol de cuatro hojas. Las partículas de la cola no brillan, por lo que no se pueden ver con instrumentos ópticos convencionales. IBEX realizó las primeras observaciones de la cola de helio midiendo la energía de los "átomos neutros energéticos", partículas neutras creadas por colisiones en la zona límite del Sistema Solar.

Se ha demostrado que la cola contiene partículas rápidas y lentas; las partículas lentas están a los lados y las partículas rápidas están rodeadas en el centro. La forma de la cola se puede vincular al Sol que envía vientos solares rápidos cerca de sus polos y vientos solares lentos cerca de su ecuador más recientemente. La cola en forma de trébol se aleja del Sol, lo que hace que las partículas cargadas comiencen a transformarse en una nueva orientación.

Cassini y del IBEX cuestionaron la tendencia de la "heliocola" teoría en 2009. En julio de 2013, los resultados del IBEX revelaron una cola de cuatro lóbulos en la heliosfera del Sistema Solar.

Estructuras exteriores

La heliopausa es el último límite conocido entre la heliosfera y el espacio interestelar que está lleno de material, especialmente plasma, no de la propia estrella de la Tierra, el Sol, sino de otras estrellas. Aun así, justo fuera de la heliosfera (es decir, la "burbuja solar") hay una región de transición, como detectó la Voyager 1. Así como ya en 2004 se detectó cierta presión interestelar, parte del material del Sol se filtra en el medio interestelar. Se cree que la heliosfera reside en la Nube Interestelar Local dentro de la Burbuja Local, que es una región en el Brazo de Orión de la Vía Láctea.

Fuera de la heliosfera, la densidad del plasma aumenta cuarenta veces. También se produce una reducción radical en la detección de cierto tipo de partículas procedentes del Sol y un gran aumento de los rayos cósmicos galácticos.

El flujo del medio interestelar (ISM) hacia la heliosfera ha sido medido por al menos 11 naves espaciales diferentes hasta 2013. En 2013, se sospechaba que la dirección del flujo había cambiado con el tiempo. El flujo, procedente de la perspectiva de la Tierra desde la constelación de Escorpio, probablemente ha cambiado de dirección varios grados desde los años 1970.

Pared de hidrógeno

Se prevé que será una región de hidrógeno caliente, una estructura llamada "pared de hidrógeno" Puede estar entre el arco de choque y la heliopausa. La pared está compuesta de material interestelar que interactúa con el borde de la heliosfera. Un artículo publicado en 2013 estudió el concepto de onda de proa y pared de hidrógeno.

Otra hipótesis sugiere que la heliopausa podría ser más pequeña en el lado del Sistema Solar que se enfrenta al movimiento orbital del Sol a través de la galaxia. También puede variar dependiendo de la velocidad actual del viento solar y de la densidad local del medio interestelar. Se sabe que se encuentra muy lejos de la órbita de Neptuno. La misión de las naves espaciales Voyager 1 y 2 es encontrar y estudiar la terminación del choque, la heliovaina y la heliopausa. Mientras tanto, la misión IBEX está intentando obtener imágenes de la heliopausa desde la órbita terrestre dos años después de su lanzamiento en 2008. Los resultados iniciales (octubre de 2009) del IBEX sugieren que las suposiciones anteriores no son suficientemente conscientes de las verdaderas complejidades de la heliopausa.

En agosto de 2018, los estudios a largo plazo sobre la pared de hidrógeno realizados por la nave espacial New Horizons confirmaron los resultados detectados por primera vez en 1992 por las dos naves espaciales Voyager. Aunque el hidrógeno se detecta mediante luz ultravioleta adicional (que puede provenir de otra fuente), la detección de New Horizons corrobora las detecciones anteriores de la Voyager con un nivel de sensibilidad mucho mayor..

Arco de choque

Durante mucho tiempo se planteó la hipótesis de que el Sol produce una "onda de choque" en sus viajes dentro del medio interestelar. Ocurriría si el medio interestelar se estuviera moviendo supersónicamente "hacia" el Sol, ya que su viento solar se "aleja" del Sol supersónicamente. Cuando el viento interestelar golpea la heliosfera, se desacelera y crea una región de turbulencia. Se pensaba que posiblemente se produjera un arco de choque a unas 230 UA, pero en 2012 se determinó que probablemente no existiera. Esta conclusión surgió de nuevas mediciones: la velocidad del LISM (medio interestelar local) en relación con el Sol fue medida previamente por Ulises en 26,3 km/s, mientras que el IBEX la midió en 23,2. km/s.

Este fenómeno ha sido observado fuera del Sistema Solar, alrededor de estrellas distintas del Sol, por el telescopio orbital GALEX, ahora retirado, de la NASA. Se ha demostrado que la estrella gigante roja Mira en la constelación de Cetus tiene una cola de desechos eyectados de la estrella y un choque distintivo en la dirección de su movimiento a través del espacio (a más de 130 kilómetros por segundo).

Métodos de observación

Detección por nave espacial

La distancia exacta y la forma de la heliopausa aún son inciertas. Naves espaciales interplanetarias/interestelares como Pioneer 10, Pioneer 11 y New Horizons están viajando hacia afuera a través del Sistema Solar y eventualmente pasarán por la heliopausa. Se perdió el contacto con Pioneer 10 y 11.

Resultados de Cassini

En lugar de una forma parecida a un cometa, la heliósfera parece estar en forma de burbujas según datos de Cassini's Cámara Ion y Neutral (MIMI / INCA). En lugar de estar dominado por las colisiones entre el viento solar y el medio interestelar, los mapas INCA (ENA) sugieren que la interacción está controlada más por la presión de partículas y la densidad de energía del campo magnético.

Resultados IBEX

Los datos iniciales del Interstellar Boundary Explorer (IBEX), lanzado en octubre de 2008, revelaron una "cinta muy estrecha, previamente imprevista, que es dos o tres veces más brillante que cualquier otra cosa en el cielo". Las interpretaciones iniciales sugieren que "el entorno interestelar tiene mucha más influencia en la estructuración de la heliosfera de lo que nadie creía anteriormente". "Nadie sabe qué está creando la cinta ENA (átomos neutros energéticos),..."

"¡Los resultados del IBEX son realmente destacables! Lo que estamos viendo en estos mapas no coincide con ninguno de los modelos teóricos anteriores de esta región. Será emocionante para los científicos revisar estos mapas (ENA) y revisar la forma en que entendemos nuestra heliosfera y cómo interactúa con la galaxia." En octubre de 2010 se detectaron cambios significativos en la cinta después de 6 meses, basándose en el segundo conjunto de observaciones del IBEX. Los datos del IBEX no respaldan la existencia de un arco de choque, pero podría haber una 'onda de arco' según un estudio.

Localmente

Ejemplos de misiones que han recopilado o continúan recopilando datos relacionados con la heliosfera incluyen:

• Solar Anomalous and Magnetospheric Particle Explorer
• Observatorio Solar y Heliosférico
• Observatorio de Dinámica Solar
• STEREO
• Ulysses spacecraft
• Parker Solar Probe

Durante un eclipse total, la corona de alta temperatura se puede observar más fácilmente desde los observatorios solares de la Tierra. Durante el programa Apolo, se midió el viento solar en la Luna mediante el Experimento de composición del viento solar. Algunos ejemplos de observatorios solares basados en la superficie de la Tierra incluyen el telescopio solar McMath-Pierce o el nuevo Telescopio Solar GREGOR y el renovado Observatorio Solar Big Bear.

Historial de exploración

La heliosfera es el área bajo la influencia del Sol; Los dos componentes principales para determinar su borde son el campo magnético heliosférico y el viento solar del Sol. Tres secciones principales desde el comienzo de la heliosfera hasta su borde son el choque terminal, la heliofunda y la heliopausa. Cinco naves espaciales han devuelto gran parte de los datos sobre sus confines más lejanos, entre ellas Pioneer 10 (1972–1997; datos a 67 UA), Pioneer 11 (1973–1995; 44 AU), Voyager 1 y Voyager 2 (lanzado en 1977, en curso) y New Horizons (lanzado en 2006). También se ha observado que a partir de sus bordes se ha producido un tipo de partícula llamada átomo neutro energético (ENA).

A excepción de las regiones cercanas a obstáculos como planetas o cometas, la heliosfera está dominada por material que emana del Sol, aunque los rayos cósmicos, los átomos neutros que se mueven rápidamente y el polvo cósmico pueden penetrar la heliosfera desde el exterior. Originadas en la superficie extremadamente caliente de la corona, las partículas del viento solar alcanzan una velocidad de escape, fluyendo hacia afuera a entre 300 y 800 km/s (entre 671.000 y 1,79 millones de mph o entre 1 y 2,9 millones de km/h). A medida que comienza a interactuar con el medio interestelar, su velocidad disminuye hasta detenerse. El punto donde el viento solar se vuelve más lento que la velocidad del sonido se llama choque de terminación; El viento solar continúa disminuyendo a medida que pasa a través de la heliofunda, lo que conduce a un límite llamado heliopausa, donde las presiones del medio interestelar y del viento solar se equilibran. El shock de terminación lo atravesó la Voyager 1 en 2004 y la Voyager 2 en 2007.

Se pensaba que más allá de la heliopausa había un arco de choque, pero los datos del Interstellar Boundary Explorer sugirieron que la velocidad del Sol a través del medio interestelar es demasiado baja para que se formara. Puede ser una "onda de arco" más suave.

Voyager llevaron a una nueva teoría de que la heliofunda tiene "burbujas magnéticas" y una zona de estancamiento. Además, hubo informes de una "región de estancamiento" dentro de la heliofunda, comenzando alrededor de 113 au (1,69×10¹⁰ km; 1,05×10¹⁰ mi), detectado por la Voyager 1 en 2010. Allí, la velocidad del viento solar cae a cero, la intensidad del campo magnético se duplica, y los electrones de alta energía de la galaxia se multiplican por 100.

A partir de mayo de 2012 a 120 au (1,8×10¹⁰ km; 1,1×10¹⁰ mi), la Voyager 1 detectó un aumento repentino de los rayos cósmicos, una aparente señal de aproximación a la heliopausa. En el verano de 2013, la NASA anunció que la Voyager 1 había alcanzado el espacio interestelar el 25 de agosto de 2012.

En diciembre de 2012, la NASA anunció que a finales de agosto de 2012, la Voyager 1, a aproximadamente 122 au (1,83×10¹⁰ km; 1,13×10¹⁰ mi) del Sol, entró en una nueva región a la que llamaron "autopista magnética& #34;, un área todavía bajo la influencia del Sol pero con algunas diferencias dramáticas.

Pioneer 10 fue lanzado en marzo de 1972 y en 10 horas pasó junto a la Luna; Durante los próximos 35 años aproximadamente, la misión sería la primera en realizar muchos descubrimientos pioneros sobre la naturaleza de la heliosfera, así como el impacto de Júpiter en ella. Pioneer 10 fue la primera nave espacial en detectar iones de sodio y aluminio en el viento solar, así como helio en el Sistema Solar interior. En noviembre de 1972, Pioneer 10 se encontró con la enorme magnetosfera de Júpiter (en comparación con la Tierra) y entró y salió de ella y de su heliosfera 17 veces, trazando su interacción con el viento solar. Pioneer 10 proporcionó datos científicos hasta marzo de 1997, incluidos datos sobre el viento solar de aproximadamente 67 UA. También se contactó con él en 2003, cuando se encontraba a una distancia de 7.600 millones de millas de la Tierra (82 UA), pero en ese momento no se obtuvieron datos de los instrumentos sobre el viento solar.

Voyager 1 superó la distancia radial del Sol de la Pioneer 10 en 69,4 AU el 17 de febrero de 1998, porque viajaba más rápido, ganando alrededor de 1,02 AU por año. El 18 de julio de 2023, la Voyager 2 superó al Pioneer 10 como el segundo objeto más distante del Sol creado por el hombre. Pioneer 11, lanzado un año después de Pioneer 10, tomó datos similares a los de Pioneer a 44,7 AU en 1995, cuando concluyó esa misión. Pioneer 11 tenía un conjunto de instrumentos similar al 10 pero también tenía un magnetómetro de puerta de flujo. Las naves espaciales Pioneer y Voyager tenían trayectorias diferentes y, por lo tanto, registraron datos sobre la heliosfera en diferentes direcciones generales alejadas del Sol. Los datos obtenidos de las naves espaciales Pioneer y Voyager ayudaron a corroborar la detección de una pared de hidrógeno.

Voyagers 1 y 2 se lanzaron en 1977 y operaron continuamente hasta al menos finales de la década de 2010, y encontraron varios aspectos de la heliosfera más allá de Plutón. En 2012 se cree que la Voyager 1 pasó por la heliopausa, y la Voyager 2 hizo lo mismo en 2018.

Las Voyager gemelas son los únicos objetos creados por el hombre que han entrado en el espacio interestelar. Sin embargo, si bien han abandonado la heliosfera, aún no han abandonado el límite del Sistema Solar, que se considera el borde exterior de la Nube de Oort. Al pasar la heliopausa, el Experimento científico del plasma (PLS) de la Voyager 2's observó una El 5 de noviembre se produjo una fuerte caída en la velocidad de las partículas del viento solar y no ha habido señales de ello desde entonces. Los otros tres instrumentos a bordo que miden rayos cósmicos, partículas cargadas de baja energía y campos magnéticos también registraron la transición. Las observaciones complementan los datos de la misión IBEX de la NASA. La NASA también está preparando una misión adicional, la Sonda de Aceleración y Mapeo Interestelar (IMAP), que se lanzará en 2024 para aprovechar la experiencia de la Voyager' s observaciones.

Cronología de exploración y detección

• 1904: El Gran Refractor Potsdam con un espectrógrafo detecta medio interestelar. La estrella binaria Mintaka en Orionis determinó tener el elemento calcio en el espacio interveniente.
• Enero 1959: Luna 1 se convierte en la primera nave espacial para observar el viento solar.
• 1962: Mariner 2 detecta el viento solar.
• 1972-1973: Pioneer 10 se convierte en la primera nave espacial para explorar la heliósfera pasada Marte, volando por Júpiter el 4 de diciembre de 1973 y continuando devolviendo los datos del viento solar a una distancia de 67 UA.
• Febrero de 1992: Después de volar por Júpiter, el Ulises la nave espacial se convierte en la primera en explorar las latitudes media y alta de la heliósfera.
• 1992: Las sondas Pioneer y Voyager detectaron la radiación de Ly-α resonantemente dispersa por hidrógeno heliosférico.
• 2004: Voyager 1 se convierte en la primera nave espacial para alcanzar el choque de terminación.
• 2005: Las observaciones SOHO del viento solar muestran que la forma de la heliósfera no es axisimétrica, sino distorsionada, muy probablemente bajo el efecto del campo magnético galáctico local.
• 2009: Los científicos del proyecto IBEX descubren y mapean una región en forma de cinta de intensa emisión de átomos neutros energéticos. Se cree que estos átomos neutros provienen de la heliopausa.
• Octubre de 2009: la heliósfera puede ser burbuja, no forma cometa.
• Octubre de 2010: se detectaron cambios significativos en la cinta después de seis meses, sobre la base del segundo conjunto de observaciones IBEX.
• Mayo 2012: Los datos de IBEX implican que probablemente no hay un "shock" de arco.
• June 2012: At 119 AU, Voyager 1 detectó un aumento en los rayos cósmicos.
• 25 de agosto de 2012: Voyager 1 cruza la heliopausa, convirtiéndose en el primer objeto humano para salir de la heliósfera.
• Agosto de 2018: Estudios a largo plazo sobre la pared de hidrógeno Nuevos Horizontes la nave espacial confirmó los resultados primero detectados en 1992 por las dos naves espaciales Voyager.
• 5 noviembre 2018: Voyager 2 cruza la heliopausa, saliendo de la heliósfera.