L'héliosphère

L'héliosphère est une gigantesque bulle (9,9 millards de km de diamètre) qui entoure le Soleil est qui est remplie du vent solaire, ce plasma de gaz ionisé se déplaçant à des millions de km/h, et de champs magnétiques. Lorsque ces particules atteignent les frontières de l'héliosphère, leur mouvement devient compliqué: en dehors de l'héliosphère se trouve le milieu interstallaire dont le plasma a une vitesse, une densité et une température différentes de celles du vent solaire et qui contient aussi des gaz neutres; ces matériaux interagissent à frontière de la bulle protectrice du Soleil et créent une région, l'"heliosheath" qui, vers l'intérieur est limitée par l'"onde de choc" (qui se trouve à plus de deux fois notre distance à Pluton) et, vers l'extérieure, par l'héliopause qui est la frontière entre le domaine du vent solaire et le milieu interstellaire qui est comparativement plus dense. Aux frontières du système solaire, la pression augmente du fait que le plasma, les champs magnétiques et diverses particules (ions, rayons cosmique et électrons) interagissent. L'héliosphère est liée, magnétiquement, au Soleil et elle tourne donc avec lui sur une période de 27 jours; d'où que sa densité, à un endroit donné du système solaire, varie également de la même manière. La taille et la forme de l'héliosphère est fonction de l'équilibre entre la pression vers l'extérieur du vent solaire et celle, vers l'intérieur, du vent interstellaire -soit le gaz du Nuage interstellaire local (en anglais, le "Local Interstellar Cloud"). L'héliosphère se trouve près du bord interne du Nuage interstellaire local et les deux se déplacent à une vitesse relative de 80000 km/h, ce qui crée un vent d'atomes interstellaires neutres. Vu depuis la Terre, ce vent interstellaire semble venir de juste au-dessus de la constellation du Scorpion et cette direction semble avoir changé de 4 à 9° depuis les années 1970 (du fait que le Soleil se trouve près du bord du Nuage interstellaire local, la zone pourrait connaître des turbulences). Il existe une fluorescence qui se produit lorsque les ultraviolets du Soleil dispersent le vent d'hélium neutre qui a réussi à pénétrer jusque là; de plus, les atomes d'hélium sont piégés par la gravité et forment un cône. En 2013, on a établi que le champ magnétique du milieu interstellaire local -celui qui se trouve pr`s de l'héliosphère est de 3.7–5.5 mG et il est incliné d'aux alentours de 20 à 30° de la direction du flux du milieu interstellaire -lequel résulte du mouvement du Soleil dans la Galaxie- et il l'est d'environ 30° par rapport au plan galactique. Le champ magnétique interstellaire près de l'héliosphère est ainsi probablement turbulent ou présente une distortion. Les rayons cosmiques sont 4 fois plus abondants dans l'espace interstellaire qu'à proximité de la Terre et le champ magnétique du milieu interstellaire local s'enroule autour de l'héliosphère; des ondes radion à basse fréquence existent dans l'héliosphère

->L'héliosphère n'aurait pas la même forme que la magnétosphère!
De nouvelles données de la mission Cassini -dont des données avaient déjà été analysées depuis 2009- combinées avec des mesures faites par les deux missions Voyager et la sonde IBEX de la NASA, laissent penser que l'héliosphère est de forme sphérique, remettant en question la vue que l'héliosphère aurait une forme cométaire à l'arrière du Soleil (cette vue étant due au fait que les héliosphères observées d'autres étoiles présentaient cette forme). L'interaction entre les ions chargés du vent solaire -qui ont une température élevée- et le milieu interstellaire est contrôlée, de façon significative, par le champ magnétique interstellaire. La forme sphérique serait due au fait que ce champ serait beaucoup plus fort qu'on pensait et qu'il compacterait la queue de l'héliosphère, ceci se combinant avec le fait que le rapport entre la pression des particules et la pression magnétique au sein de l'heliosheath est élevé. De plus, une simulation de l'héliosphère, début 2015 a montré que celle-ci pourrait en fait être dominé par deux jets géants de matériau éjectés vers l'arrière du Soleil au-dessus de ses pôles nord et sud. Si ces vues s'avèrent exactes, elles donneraient un taille beaucoup plus petite à l'héliosphère, de l'ordre de 37 millions de km

L'héliosphère s'organise en différentes zones et couches:

• le "front de terminaison" (en anglais: "termination shock"): le front de terminaison est là où la vitesse du vent solaire chute en-dessous de la vitesse du son (de vers 435,000-933,000 à moins de 62,000-156,000 km/h -700,000-1.5 million de miles/h à moins de 100,000-250,000). A cette distance du Soleil, le vent solaire n'est plus qu'un fin plasma; sa vitesse, cependant, reste très élevée. Du fait des caractéristiques des fluides se déplaçant à des vitesses supersoniques, la vitesse du vent solaire chute abruptement lorsqu'elle atteint le milieu interstellaire (qui lui-même est très fin et n'exerce qu'une faible pression). La conversion de l'énergie cinétique se fait en chaleur et la température s'élève à plus d'1 million de degrés. Les particules sont accélérées. Le front de terminaison se situe à 90 UA du Soleil dans la direction de l'avant de l'héliosphère et à 170 en direction de l'arrière de celle-ci
• l'"heliosheath" (ou aussi, en anglais, "heliotrail"): l'"heliosheath" est là où, après avoir traversé le front de terminaison, le vent solaire continue de ralentir et se font dans le milieu interstellaire. C'est cette région qui forme la queue en forme de comète de l'héliosphère. Cette zone est turbulente et elle est située à approximativement 14 ou 18 milliards de km (8,7 ou 11 milliards de miles) du Soleil. Des bulles magnétiques se trouveraient là et seraient le résultat du fait que le champ magnétique du Soleil s'étend jusqu'à cette frontière et, comme le Soleil tourne sur lui-même, son champ magnétique s'entremêle jusqu'à un degré très élevé. Quand un champ magnétique est plusieurs fois "plié" sur lui-même ainsi, les lignes du champ s'entrecroisent et se reconnectent, formant ces bulles magnétiques
• l'héliopause: l'héliopause est la frontière extérieure de l'"heliosheath". C'est là que l'héliosphère rencontre le milieu interstellaire. Cette frontière se trouve à 110 UA du Soleil dans la direction de l'avant de l'héliosphère et elle mesure environ 260 UA de large
• l'onde de choc ("bow shock" en anglais): l'onde de choc est en quelque sorte l'étrave de l'héliosphère, l'endroit où celle-ci affronte le milieu interstellaire. L'onde de choc agit comme un bouclier par rapport à celui-ci et elle dévie les particules interstellaires au long de la bulle de l'héliosphère. L'onde de choc se trouve à 230 UA du Soleil dans la direction de l'avant de l'héliosphère. L'onde de choc devrait avoir la forme d'un mur d'hydrogène en forme d'arc car l'interaction entre l'hydrogène neutre, qui fait partie du milieu interstellaire, et le plasma du système solaire produit encore plus de cet hydrogène neutre, lequel forme ce "mur". L'hydrogène neutre entre en petites quantités dans l'héliosphère -qu'il soit neutre au départ, ou ionisé. Lorsqu'il est ionisé, il finit par se transformer en hydrogène neutre par le biais d'un processus d'échange de charge. A l'avant de l'héliosphère, par ailleurs, des atomes sont chauffés et perdent leur charge électrique; n'étant plus soumis, ainsi, aux champs magnétiques, ils refluent en direction de l'onde de choc. Les ions de l'espace interstellaire arrivent dans notre direction à des vitesses variant de 160 000 km/h (100 000 miles/h) à plus de 3,8 millions de km/h (2,4 million miles/h). Des données de 2012 pensent que notre héliosphère ne se déplace pas suffisamment dans l'environnement ténu et hautement magnétisé de notre région de la Galaxie pour posséder une onde de choc. La vitesse de l'héliosphère par rapport au milieu interstellaire serait ainsi de 83600 km/h au lieu de 95000 comme on le pensait. Cela se traduit donc par une pression moindre de 25% sur la frontière de la bulle protectrice et donc une interaction beaucoup moins forte. Des études récentes montrent, qu'en fait, il n'existe pas une onde de choc mais une vague d'onde à l'avant de l'héliosphère, là où notre bulle protectrice et le matériau interstellaire se côtoient, créant de forts champs magnétiques. L'absence d'onde de choc s'expliquerait par la densité, la pression du champ magnétique et la vitesse relativement lente de l'héliosphère
• les astronomes pensaient qu'il pouvait exister une zone de transition à la dernière frontière entre la dernière couche de l'héliosphère et l'espace interstellaire et ils l'appelaient la "région de stagnation". Cette zone a effectivement été observée par le vaisseau Voyager 1 qui a atteint cette zone fin 2011. La région de stagnation, après que le vent solaire se soit éteint, que le champ magnétique solaire se soit embouteillé du fait de la pression extérieure du milieu interstellaire, les électrons à haute énergie de l'espace interstellaire s'accroissent en nombre et en densité

->La mission IBEX a découvert que le vent solaire ne rencontre le milieu interstellaire que le long d'une bande de la zone de terminaison!
La mission IBEX est un orbiter scientifique autour de la Terre, lancé en 2008, qui étudie la première frontière de l'héliosphère, la "zone de terminaison", située à 16 milliards de km (10 milliards de miles) de la Terre. Cette mission, en 2009, a découvert que les ions du vent solaire n'y interagissent avec le milieu interstellaire que le long d'une bande relativement étroite. La zone de terminaison est la première frontière, chaotique, du système solaire ou le vent solaire rencontre les premiers éléments du milieu interstellaire, essentiellement des atomes neutres d'hydrogène. Et, là où les astronomes s'attendaient à trouver une transition graduelle entre les deux zones, IBEX a découvert qu'il n'y a interaction que là où le flux magnétique interstellaire -ou galactique, ce qui revient au même- est parallèle à la surface de cette région-frontière. Même si l'on sait que les ions chargés du vent solaire peuvent se transformer en atomes neutres lorsqu'un électron des atomes neutres interstellaires vient s'y arrimer, le mécanisme fondamental de l'interaction -donc, cette bande d'interaction- est encore mal connu. Pour ce qui est du site 'Amateur Astronomy', nous pensons que le champ magnétique interstellaire franchit les premières barrières de l'héliosphère, jusqu'à la zone de terminaison et, qu'y entrant en contact avec le champ magnétique solaire, il détermine, via des sortes de mécanismes de reconnection, ces endroits où les atomes solaires et ceux du milieu interstellaire viennent se rencontrer

->L'héliosphère entrerait-elle dans un épisode d'affaiblissement?
Des données récentes, de septembre 2008, venues de la mission conjointe NASA-ESA Ulysses montrent que, en 2007, l'activité du vent solaire a été à son plus bas d'un demi-siècle, entraînant un affaiblissement de l'héliosphère, cette bulle protectrice du système solaire. L'étude a trouvé que les données concernant le vent solaire étaient inférieures de 20% à celles du dernier cycle solaire. Cela a comme conséquences essentielles que les voyages spatiaux habités sont plus à risque et qu'il y a hausse des rayons cosmiques. La haute atmosphère pourrait également se refroidir ce qui entraînerait l'affaiblissement de son rôle de freinage sur les satellites en orbite -d'où, ainsi, des débris restant en orbite plus longtemps (donc un autre risque pour les missions habitées). Les mêmes scientifiques pensent que cette faiblesse de l'héliosphère ne devrait pas avoir de conséquences sur le réchauffement global qui, selon eux, est un phénomène différent. D'autres études cependant, telles le célèbre "diagramme d'Eddy", montrent qu'une héliosphère moins active amène des épisodes plus froid pour le climat mondial (même si, bien sûr, cela n'est vrai que dans le cas où l'héliosphère s'installe durablement dans un affaiblissement -ou une augmentation- d'activité)

Lorsque les protons du vent solaire, qui se déplacent rapidement, atteignent les limites de l'exosphère, il arrive qu'ils arrachent des électrons aux atomes interstellaires qu'ils rencontrent car la vitesse de ceux-ci est plus lente. Cet échange de charge produit ce qu'on appelle des "atomes d'hydrogène neutres électriquement" (en anglais "electrically neutral hydrogen atoms" ou ENA). N'étant plus ainsi contrôlés par les champs magnétique et comme ils continuent de se déplacer rapidement, ces atomes partent dans toutes les directions. Cette interaction héliosphérique varie avec le temps

zeta Ophiuchi est une étoile six fois plus chaude, huit fois plus grande, 20 fois plus massive et 80000 fois plus brillante que le Soleil. Elle se déplace à la vitesse surprenante de 87000 km/h dans le milieu interstellaire ce qui crée une onde de choc spectaculaire, beaucoup plus évidente que celle de l'héliosphère (l'onde de choc, de plus, a été imagée dans l'infrarouge par le télescope spatial Spitzer de la NASA). L'onde de choc se trouve aux alentours d'½ année-lumière de l'étoile. NASA/JPL-Caltech

De l'autre côté de la frontière de l'héliosphère, les particules électriquement chargés du vent galactique viennent rebondir sur l'heliosheath et ne peuvent pas pénétrer dans le système solaire. Le vent galactique a une vitesse de 83600 km/h (52000 miles/h) et il affecte la forme de l'héliosphère. Il provient du matériau et des champs magnétiques de la Galaxie. L'espace interstellaire, d'une façon générale, qui est l'espace entre les étoiles, est un milieu fin de particules chargées, qu'on appelle aussi un plasma; lorsqu'a lieu un évènement énergétique solaire, une onde de choc se propage jusqu'au milieu interstellaire. Venant des mêmes sources, par ailleurs, un flux d'hélium a une vitesse plus forte (94900 km/h -59000 miles/h) mais vient d'une autre direction. De telles données donnent aussi un aperçu de ce qu'on appelle le "Nuage interstellaire local" (en anglais le "Local Interstellar Cloud"), un nuage interstellaire de 30 années-lumière de diamètre dans lequel notre système solaire se trouve actuellement. Le système solaire, avec son héliosphère, a dû entrer là à un certain moment des 45000 dernières années et il se pourrait que nous nous trouvions plutôt au bord du nuage qu'en son centre, en train de passer dans une nouvelle région de l'espace -ce qui deviendrait effectif entre quelques centaines et milliers d'années. Un flux d'oxygène neutre interstellaire, lui, peut franchir la barrière de l'heliosheath et il voyage pendant 30 ans jusqu'au Soleil où il bénéficie d'un effet de poussée assistée par gravité. Ce flux interne a une composition différente du milieu galactique: il y a plus d'oxygène dans le système solaire que dans le milieu interstellaire proche. Cela suggère que soit le Soleil s'est formé dans une partie différente de la Galaxie, soit que l'oxygène, hors du système solaire, est immobilisé dans les grains de poussière ou de glace interstellaires et ne peut librement se déplacer. Dans le milieu galactique, il y a 74 atomes d'oxygène pour 20 atomes de néon mais 111 dans le système solaire. Ce constat pourrait aussi avoir des implications pour ce qui est des origines de la vie. Des observations récentes par le satellite solaire SOHO ont montré que le flux des atomes d'hydrogène neutre semble venir, récemment, d'une direction légèrement différente que d'autres matériaux neutres, ainsi l'hélium. Cela pourrait être le signe d'une orientation particulière du champ magnétique interstellaire local, lequel ne serait ni aligné avec, ni perpendiculaire à la direction du mouvement général du Soleil et du système solaire. Cela, de plus, signifierait aussi que la forme de l'héliosphère n'est pas parfaitement symétrique. Ceci, d'ailleurs a été confirmé par les deux sondes Voyager, Voyager 1 et 2, qui, après leur mission aux géantes gazeuses, ont continué leur route en direction des frontières du système solaire. Comme elles se dirigent vers des points différents de l'héliosphère, cela a donc permis de se rendre compte qu'il existe une grande assymétrie entre le Nord et le Sud de la partie avant de l'héliosphère; il se pourrait que cela soit dû à une pression du champ magnétique interstellaire sur le seul hémisphère sud de l'héliosphère. La mission Voyager 1 a atteint en 2004, la première frontière de l'héliosphère à 5,2 milliards de km (90 UA; 8.4 milliards de miles), dite la zone de terminaison. Voyager 1 a également découvert qu'un zone invisible de choc existe là où les particules du vent solaire viennent heurter le gaz interstellaire neutre. Voyager 1, ensuite, fin 2010, a atteint un point du système solaire où le vent solaire cesse définitivement d'avoir une vitesse d'expansion, à 17,4 milliards de km (10,8 milliards de miles) du Soleil, ce qui marque une étape majeure de son passage dans l'heliosheath, une zone extérieures de turbulences où le vent solaire s'échauffe. La décroissance de la vitesse du vent solaire s'est faite de façon régulière. Quand le vaisseau, finalement, atteindra l'espace interstellaire, on assistera à une chute brutale de la densité des particules "chaudes" et un accroissement de celle des particules "froides". Les scientifiques extiment actuellement que Voyager 1 atteindra l'héliopause dans 10 à 20 ans puis, au-delà de l'onde de choc, il dérivera à jamais dans l'espace où il devrait atteindre une étoile de la constellation de la Girafe, la naine rouge AC+79388, d'ici 40000 ans. Les missions Voyager 1 et 2 ont été des missions dans le royaume des géantes gazeuses puis ont été transformées en missions d'exploration de l'héliosphère. Voyager 1 se déplace à 61100 km/h (38000 miles/h) et Voyager 2 à 56300 km/h (35000 miles/h), les deux dans la direction de la partie avant de l'héliosphère, là où ils ont une moins grande distance à parcourir avant d'atteindre l'espace interstellaire. Voyager 2 est maintenant à 14,2 milliards de km (8,8 milliars de miles) du Soleil et il devrait atteindre les mêmes frontières que Voyager 1 dans les années à venir. Voyager 2 devrait atteindre Sirius d'ici 296000 ans. Les Pioneer 10 et 11, d'anciennes missions à Jupiter et Saturn de 1972 et 1973, sont également en train de quitter le système solaire mais ils ne renvoient plus de données. Pioneer 11 se dirige, comme les deux Voyager, vers l'avant de l'héliosphère et Pioneer 10 se dirige dans la direction opposée. Enfin, on notera que c'est le nuage d'Oort qui constitue la dernière frontière du système solaire

La mission IBEX ("Interstellar Boundary Explorer") a révélé que les conditions aux frontières du système solaire pourraient bien être beaucoup plus dynamiques que l'on pensait. Le flux interstellaire local, d'une façon générale, possède une température significativement plus élevée que ce qu'on pensait jusque là. Un nouvel ensemble de cartes générales des interactions du système solaire avec la Galaxie montrent des conditions fluctuantes dans la région qui sépare l'héliosphère du milieu interstellaire locale, c'est-à-dire les régions de la Galaxie les plus proches de nous. Déjà depuis 2009, la première carte qu'avait produite IBEX avait révélé un ruban brillant d'atomes neutres énergétiques qui, depuis ces frontièr;es, avait la direction du Soleil. La région frontière crée des particules qu'on appelle atomes neutres énergétiques car des particules chargées du vent solaire viennent y heurter les particules du milieu interstellaire. Ce sont ces collisions qui font que ces atomes neutres reviennent en direction du Soleil et ce, à des vitesses d'entre 160 000 et 3,9 millions de km/h (100,000 to 2.4 million mph). Une étude de février 2016 a montré que le "ruban IBEX", qui se trouve à la frontière de l'héliosphère et du milieu interstellaire et où des particules plus nombreuses s'écoulent en une longue et mince bande du ciel (ce qui n'existe pas ailleurs dans ce dernier), est en fait du matériau solaire réfléchi sous la forme d'atomes neutres une fois qu'ils ont eu interagi avec le champ magnétique interstellaire (en anglais, le "interstellar magnetic field" ou ISMF) aux confins des frontières magnétiques du Soleil. Là, les particules ont connu une série complexe d'échanges de charge (qui ont duré, en moyenne, entre 3 et 6 ans). Cette découverte permet aussi de déterminer précisément la force et la direction du champ magnétique du milieu interstellaire. Cette zone de l'héliosphère nous protège de la plupart des dangereuses radiations galactiques qui viennent de l'espace interstellaire. Ces observations récentes ont donc montré que l'interaction entre l'héliosphère et le milieu galactique sont étonnamment dynamiques et que les variations qui s'y produisent le font sur des échelles de temps remarquablement courtes. Les observations menées par les deux vaisseaux américains Voyager laissent penser que la frontière du système solaire n'est pas uniforme et calme mais qu'elle serait emplie de bulles magnétiques turbulents. Les astronomes, en analysant les données des Voyager via un nouveau modèle informatique, ont découvert que cette zone lointaine de la magnétosphère du Soleil est constituée de bulles qui, chacune, ont une taille d'aux alentrous de 160 millions de kilomètres. En 2012, Voyager 1 est entré dans une région qui fait la limite entre le système solaire et le milieu interstellaire; le vent solaire se calme voir repart en arrière, le champ magnétique se tasse, des particules solaires très énergétiques fuient dans l'espace interstellaire et le nombre de rayons cosmiques frappant le vaisseau augmente. Voyager 1 a pénétré l'espace interstellaire en 2012; depuis, on a observé que la direction du champ magnétique interstellaire a lentement viré et que ce pourrait être un effet du fait que le vent solaire n'est pas encore très loin; le vaisseau pourrait atteindre une région plus "intacte" vers 2025. Depuis le passage de la frontière, la mission a observé une densité des particules 40 fois plus importante que celle de l'intérieur du système solaire (mais, donc, l'observation pourrait encore évoluer). Le ruban observé par IBEX pourrait résulter d'un flux d'atomes d'hydrogène neutre provenant du vent solaire, lequel est ré-ionisé par l'espace interstellaire proche puis redevient neutre en retrouvant des électrons. Pour une meilleure approche de la frontière du système solaire, la NASA combine les données de plusieurs vaisseaux tels Ulysses, les Voyager, IBEX et d'autres. L'apparence complexe des restes de supernovas, par exemple, permet de penser que le milieu interstellaire a probablement une structure grumeleuse. Il y a "tsunami wave" ("onde tsunami") à l'extérieur de l'héliosphère lorsque le Soleil émet une éjection coronale de masse, ce qui génère une onde de pression; lorsque l'onde rencontre le plasma interstellaire, il en résulte une onde de choc qui perturbe le plasma

Fin 2018, les deux Voyagers ont atteint la fin de l'héliosphère en traversant l'héliopause (Voyager 1 en 2012 et Voyager 2 fin 2018). L'héliopause est là où le vent solaire, chaud et ténu rencontre le milieu interstellaire plus dense et plus froid. Le Voyager 2 porte un instrument qui lui permettra de renvoyer les premières données jamais obtenues de cette région (les données mettront 16,5 heures pour atteindre la Terre); comme les deux missions quittent l'héliosphère du côté du front de choc, elles s n'atteindront le bord interne du nuage de Oort que d'ici 300 ans et elles mettront probablement 30000 ans pour le traverser

->Les étapes de Voyager 1 hors de l'héliosphère
L'une de deux missions destinées aux géantes gazeuses du système solaire, la mission Voyager 1 a été lancée en septembre 1977 et a été dirigé hors du plan de l'écliptique une fois qu'il eut atteint le système de Saturne, se dirigeant donc vers les limites de l'influence du Soleil. Depuis, le Voyager 1 s'est approché des frontières de l'héliosphère:

• en décembre, Voyager 1 a franchi l'onde de choc
• puis, il s'est trouvé dans la dernière couche de l'héliosphère, l'"heliosheath", là où le courant du vent solaire -des particules chargées- se ralentit abruptement de ses vitesses supersoniques et devient turbulent. L'environnement du vaisseau est alors resté le même pendant 5 ans et demi
• puis Voyager 1 a ensuite détecté que la vitesse du vent solaire était passée à zéro
• en 2012, le Voyager 1 est entré dans une nouvelle région, qui est vraisemblablement la dernière avant qu'il n'atteigne l'espace interstellaire. Cette région est une sorte d'autoroute magnétique à particules chargées: les lignes du champ magnétique du Soleil s'y connectent à celle du champ magnétique interstellaire; la connexion permet aux particules à basse charge électrique de l'héliosphère d'en sortir et aux particules à forte charge de l'extérieur d'y pénétrer. Avant d'entrer dans la zone, les particules du vent solaire, rebondissent dans toutes les directions comme si elles étaient piégées dans l'héliosphère. L'équipe de Voyager suppose que la région est encore dans la bulle solaire car la direction des lignes du champ magnétique n'est pas modifiée. La direction changera quant Voyager 1 atteindra l'espace interstellaire. Il est vraisemblable que Voyager a encore quelques mois ou une ou deux années avant de sortir de l'héliosphère. Le champ magnétique de la dernière zone rencontrée est 10 fois plus fort qu'avant l'onde de choc
• les étoiles génèrent une bulle plasmatique alors que le milieu interstellaire est constitué de particules qui proviennent d'anciennes -il y a des millions d'années- explosions supernova et qui sont plus denses, à la frontière de l'héliosphère, que ne le sont les particules solaires. On ne peut imaginer cette frontière, jusqu'à présent, que via des modèles théoriques. Ces deux environnements, par ailleurs, sont porteurs de leurs propres lignes de champ magnétique, la bulle solaire celles du Soleil, le milieu interstellaire celles du champ magnétique interstellaire. A la frontière entre héliosphère et milieu interstellaire, on devrait s'attendre à une chute des particules chargées qui viennent du Soleil et un accroissement de celles du milieu interstellaire, les rayons cosmiques galactiques. Une première observation de ce phénomène a eu lieu en mai 2012 puis en juillet de la même année (en juillet les niveaux revinrent à leur valeur normale au bout de 5 jours). En août 2012, Voyager 1 a alors atteint une zone -probablement intermédiaire, en avant de l'héliopause- où les particules venues du Soleil ont chuté en nombre d'un facteur important mais l'analyse des champs magnétiques a montré que le vaisseau se trouvait encore dans celui du Soleil en termes de la direction des lignes magnétiques. Par ailleurs, les phénomènes énergétiques solaires finissent par atteindre les frontières de l'héliosphère au bout d'aux alentours d'un an et ils heurtent le plasma interstellaire et le font osciller. En avril 2013, Voyager 1 semblait avoir atteint cette zone et il put capter des oscillations du plasma et il mesura aussi que la densité du plasma interstellaire était 40 fois supérieure à celle mesurée dans l'heliosheath. Il est probable que la frontière de notre héliosphère est de grande taille, qu'elle est variable voire les deux; le milieu interstellaire semble y faire des incursions, y apportant sa typique densité importante. Le signe qui permettra d'assurer que Voyager 1 est définitivement dans le milieu interstellaire sera que les particules le heurteront uniformément de toutes les directions. Le Voyager 1 a suffisamment de réserve électrique pour que ses instruments scientifiques fonctionnent jusqu'à au moins 2020 et, à partir de là, les ingénieurs de vol devront éteindre un à un ses instruments, le dernier s'éteignant vers 2025. La sonde continuera alors un voyage silencieux pendant 40000 ans, jusqu'à atteindre l'étoile AC +79 3888. Au-delà de la question de l'espace interstellaire -soit celui du domaine d'influence plasmatique d'une étoile- les astronomes définissent également une frontière gravitationnelle: le royaume du Soleil se termine après le nuage de Oort, là où la gravité des autres étoiles commence à dominer. Voyager 1 se trouve encore à 300 ans du bord intérieur du nuage de Oort et il lui faudra 30000 ans pour atteindre le bord extérieur. Les deux Voyager se trouvent actuellement dans le "milieu interstellaire local" ("Local Interstellar Medium", en anglais), une bulle de matière qui englobe le système solaire. Voyager 2 le quittera dans plusieurs milliers d'années pour entrer un autre nuage qui est situé plus loin; on ignore quand Voyager 1 le fera

->Voyager 2 et d'autres données démontrent l'assymétrie de l'héliosphère
Le vaisseau Voyager 2, mission jumelle du Voyager 1, lancée en août 1977 et dirigé hors du plan de l'écliptique une fois qu'il avait eu atteint Neptune, a à son tour atteint, à la fin 2007, l'"héliosheath", le début de la frontière de l'héliosphère. L'arrivée du deuxième des Voyager à ces limites a permis, de plus, de prouver que l'héliosphère est bien assymétrique: la partie sud de l'avant de l'héliosphère est plus près du Soleil de 1,6 milliards de km (1 milliard de miles). L'"heliosheath" est la région où le vent solaire s'évanouit et laisse la place au milieu interstellaire. Cette forme assymétrique de l'héliosphère doit être causée par la force et la direction des champs magnétiques interstellaires qui viennent frapper notre enveloppe protectrice

Enfin, comme le Soleil se déplace dans la zone de la Galaxie dite, en anglais, le "Locar Interstellar Cloud" ("nuage interstellaire local) et en direction de la constellation du Scorpion, ce vent relatif amène à la formation d'un cône d'hélium derrière l'héliosphère. Le Local Interstellar Cloud, ou LIC, est une brume d'hydrogène et d'hélium d'un diamètre d'approximativement 30 années-lumière et il est donc bloqué par l'héliosphère. Cependant, un mince flux de gaz réussit à pénétrer la bulle et il prend la forme d'un vent interstellaire à l'intérieur du système solaire. Ce flux a varié de 6° sur 40 ans. Un "brouillard" de rayons X de basse énergie, le "fond diffus de rayons X de basse énergie" (en anglais le "soft X-ray diffuse background"), s'observe sur tout le ciel. L'essentiel en provient d'une région de plasma interstellaire, chauffé à des millions de degrés, qu'on appelle la "bulle locale chaude" (en anglais la "local hot bubble" ou LHB), une bulle de gaz chaude qui s'étend, dans toutes les directions, jusqu'à quelques centaines d'années-lumière du système solaire. Le gaz interstellaire au voisinage du Soleil est inhabituellement peu dense, ce qui signifie que le système solaire traverse une région qui pourrait avoir été débarassée de son gaz, au cours des derniers 20 millions d'années, par une ou plusieurs supernovas. Le Soleil, lui aussi, produit des rayons X de basse énergie du fait des interactions entre le vent solaire et des atomes neutres des comètes, de l'atmosphère extérieure des planètes voir du milieu interstellaire, processus dit "échange de charge du vent solaire" (en anglais "solar wind charge exchange"), lequel peut survenir partout ou des atomes neutres interagissent avec les ions du vent solaire. Le Soleil, actuellement, dans son déplacement au sein de la Voie Lactée, est en train de traverser un petit nuage de gaz interstellaire froid. L'hydrogène et l'hélium neutres du nuage passent dans le système solaire à la vitesse de 90000 km/h (56000 miles/h). Si les atomes d'hydrogène se ionisent rapidement et obéissent à diverses forces, le parcours des atomes d'hélium est largement gouverné par la gravité du Soleil. Ce qui donne un "helium focusing cone" ("cône de focalisation de l'hélium") en aval du Soleil, qui traverse l'orbite de la Terre (il se trouve haut dans le ciel, vers minuit, au début du mois de décembre). Un échange de charge de vent solaire a alors lieu aussi: un atome d'hélium interstellaire entre en collision avec un ion du vent solaire et perd l'un de ses électrons au profit de celui-ci; lorsqu'il revient à un état de faible énergie, l'électron émet un rayon X de basse énergie. 40% du fond diffus de rayons X de basse énergie trouve son origine dans le système solaire même