Solární bouře - Solar wind

Ulyssesova pozorování rychlosti slunečního větru jako funkce helio zeměpisné šířky během slunečního minima. Pomalý vítr (≈400 km/s ) je omezena na rovníkové oblasti, zatímco rychlý vítr (≈750 km/s ) je vidět nad póly. Červené/modré barvy ukazují vnitřní/vnější polaritu heliosférického magnetického pole .

Ilustrace struktury Slunce

Sluneční vítr je proud nabitých částic uvolněných z vrchní atmosféry Slunce , která se nazývá koróna . Toto plazma se většinou skládá z elektronů , protonů a alfa částic s kinetickou energií mezi nimi0,5 a 10 keV . Složení plazmatu slunečního větru také zahrnuje směs materiálů nacházejících se ve slunečním plazmatu: stopová množství těžkých iontů a atomových jader, jako jsou C, N, O, Ne, Mg, Si, S a Fe. Existují také vzácnější stopy některých dalších jader a izotopů, jako jsou P, Ti, Cr, ⁵⁴ Fe a ⁵⁶ Fe a ⁵⁸ Ni, ⁶⁰ Ni a ⁶² Ni. Meziplanetární magnetické pole je superponováno plazmou slunečního větru . Sluneční vítr se mění v hustotě , teplotě a rychlosti v čase a v závislosti na zeměpisné šířce a délce. Jeho částice mohou uniknout gravitaci Slunce kvůli jejich vysoké energii vyplývající z vysoké teploty koróny, která je zase důsledkem koronálního magnetického pole.

Ve vzdálenosti více než několika slunečních poloměrů od Slunce dosahuje sluneční vítr rychlosti 250–750 km / s a je nadzvukový, což znamená, že se pohybuje rychleji než rychlost rychlé magnetosonické vlny . Tok slunečního větru již není při ukončení výboje nadzvukový . Mezi další související jevy patří polární záře ( severní a jižní světlo ), plazmové ocasy komet, které vždy směřují od Slunce, a geomagnetické bouře, které mohou změnit směr čar magnetického pole.

Dějiny

Pozorování ze Země

Existenci částic proudících ven ze Slunce na Zemi poprvé navrhl britský astronom Richard C. Carrington . V roce 1859 provedli Carrington a Richard Hodgsonovi nezávisle na sobě první pozorování toho, co by se později nazývalo sluneční erupce . Jedná se o náhlé, lokalizované zvýšení jasu slunečního disku, o kterém je nyní známo, že se často vyskytuje ve spojení s epizodickým vyvržením materiálu a magnetickým tokem ze sluneční atmosféry, známým jako vyhazování koronální hmoty . Následující den byla pozorována silná geomagnetická bouře a Carrington měl podezření, že by mohlo dojít k propojení; geomagnetická bouře se nyní přičítán příchodu masového vyhození koronální v blízké prostoru Země a její následné interakce se zemskou magnetosféru . Irský akademik George FitzGerald později navrhl, že hmota byla pravidelně urychlována pryč od Slunce a na Zemi se dostala po několika dnech.

Laboratorní simulace vlivu magnetosféry na sluneční vítr; tyto aurorální Birkelandské proudy byly vytvořeny v terrelle , magnetizované anodové kouli ve evakuované komoře.

V roce 1910 britský astrofyzik Arthur Eddington v podstatě naznačil existenci slunečního větru, aniž by jej pojmenoval, v poznámce pod čarou k článku o kometě Morehouse . Eddingtonův návrh nebyl nikdy plně přijat, přestože v předchozím roce učinil podobný návrh také na adrese královské instituce , ve které předpokládal, že vysunutý materiál sestává z elektronů, zatímco ve své studii o kometě Morehouse je měl být ionty .

Myšlenku, že vysunutý materiál sestával z iontů i elektronů, poprvé navrhl norský vědec Kristian Birkeland . Jeho geomagnetické průzkumy ukázaly, že aurorální aktivita byla téměř nepřerušená. Když tyto displeje a další geomagnetickou aktivitu vytvářely částice ze Slunce, dospěl k závěru, že Země byla neustále bombardována „paprsky elektrických těles vyzařovaných Sluncem“. V roce 1916 navrhl, že „z fyzikálního hlediska je nejpravděpodobnější, že sluneční paprsky nejsou ani výlučně negativní ani pozitivní paprsky, ale obou druhů“; jinými slovy, sluneční vítr se skládá jak z negativních elektronů, tak z kladných iontů. O tři roky později, v roce 1919, britský fyzik Frederick Lindemann také navrhl, aby slunce vyvrhlo částice obou polarit: protony i elektrony.

Kolem třicátých let 20. století vědci dospěli k závěru, že teplota sluneční koróny musí být milion stupňů Celsia kvůli způsobu, jakým se rozšířila do vesmíru (jak je vidět při úplném zatmění Slunce ). Pozdější spektroskopické práce potvrdily, že tato mimořádná teplota je tomu tak. V polovině padesátých let vypočítal britský matematik Sydney Chapman vlastnosti plynu při takové teplotě a určil, že koróna, která je takovým vynikajícím vodičem tepla, musí zasahovat až do vesmíru, mimo oběžnou dráhu Země. Také v 50. letech 20. století se německý astronom Ludwig Biermann začal zajímat o to, že ocas komety vždy směřuje od Slunce, bez ohledu na směr, kterým kometa cestuje. Biermann předpokládal, že k tomu dochází, protože Slunce vydává stálý proud částic, které tlačí ocas komety pryč. Německý astronom Paul Ahnert je připisován (Wilfriedem Schröderem) jako první, kdo na základě pozorování komety Whipple-Fedke (1942g) spojil sluneční vítr se směrem ocasu komety.

Americký astrofyzik Eugene Parker si uvědomil, že teplo proudící ze Slunce v Chapmanově modelu a ocas komety vanoucí od Slunce v Biermannově hypotéze musí být výsledkem stejného jevu, který nazval „sluneční vítr“. V roce 1957 Parker ukázal, že přestože sluneční korónu silně přitahuje sluneční gravitace, je to tak dobrý vodič tepla, že je ve velkých vzdálenostech od Slunce stále velmi horký. Jak sluneční gravitace s rostoucí vzdáleností od Slunce slábne, je vnější koronální atmosféra schopná nadzvukově unikat do mezihvězdného prostoru. Parker byl také první osobou, která si všimla, že oslabující vliv gravitace Slunce má stejný účinek na hydrodynamické proudění jako de Lavalova tryska , což podněcuje přechod od podzvukového k nadzvukovému proudění. Proti Parkerově hypotéze o slunečním větru byla silná opozice; papír, který v roce 1958 předložil časopisu The Astrophysical Journal, byl dvěma recenzenty zamítnut, než jej přijal redaktor Subrahmanyan Chandrasekhar .

Pozorování z vesmíru

V lednu 1959 sovětská kosmická loď Luna 1 poprvé přímo pozorovala sluneční vítr a změřila jeho sílu pomocí polokulových iontových pastí. Objev, který provedl Konstantin Gringauz, byl ověřen pomocí Luna 2 , Luna 3 a vzdálenějších měření Venera 1 . O tři roky později podobné měření provedla americká geofyzička Marcia Neugebauer a spolupracovníci pomocí kosmické lodi Mariner 2 .

První numerické simulace slunečního větru v koróny, včetně uzavřené a otevřené siločáry , byla provedena Pneuman a Kopp v roce 1971. Magnetohydrodynamika rovnice v ustáleném stavu byly vyřešeny iterativně počínaje počáteční dipolárním konfiguraci.

V roce 1990 byla vypuštěna sonda Ulysses ke studiu slunečního větru z vysokých slunečních šířek. Všechna předchozí pozorování byla provedena v ekliptické rovině sluneční soustavy nebo v její blízkosti .

Na konci devadesátých let pozoroval přístroj Ultraviolet Coronal Spectrometer (UVCS) na palubě kosmické lodi SOHO oblast zrychlení rychlého slunečního větru vycházejícího ze slunečních pólů a zjistil, že vítr zrychluje mnohem rychleji, než lze připsat termodynamické expanzi. sama. Parkerův model předpovídal, že vítr by měl provést přechod na nadzvukové proudění ve výšce asi čtyř slunečních poloměrů (přibližně 3 000 000 km) z fotosféry (povrchu); ale přechod (neboli „zvukový bod“) se nyní zdá být mnohem nižší, snad jen jeden poloměr slunce (přibližně 700 000 km) nad fotosférou, což naznačuje, že nějaký další mechanismus urychluje sluneční vítr od Slunce. Zrychlení rychlého větru stále není pochopeno a nemůže být plně vysvětleno Parkerovou teorií. Nicméně, gravitační a elektromagnetické vysvětlení tohoto zrychlení je podrobně popsáno v dřívější papíru 1970 Nobel laureát v Physics , Hannes Alfvén .

STEREO Mise byla zahájena v roce 2006 ke studiu koronální hmoty a sluneční koróny, s použitím stereoskopie ze dvou široce oddělených zobrazovacích systémů. Každá kosmická loď STEREO nesla dva heliosférické snímače: vysoce citlivé širokoúhlé kamery schopné zobrazovat samotný sluneční vítr pomocí Thomsonova rozptylu slunečního světla z volných elektronů. Filmy od společnosti STEREO odhalily sluneční vítr poblíž ekliptiky jako rozsáhlé turbulentní proudění.

Graf znázorňující dramatický pokles rychlosti detekce částic slunečního větru pomocí sondy Voyager 1

Voyager 1 sonda dosáhla konec slunečního větru „bubliny“ v roce 2012, kdy se detekce slunečního větru vysazeni strmě. Podobné pozorování provedl o šest let později Voyager 2 .

V roce 2018 NASA vypustila Parker Solar Probe , pojmenovanou na počest amerického astrofyzika Eugena Parkera, na misi ke studiu struktury a dynamiky sluneční koróny, ve snaze porozumět mechanismům, které způsobují zahřívání a zrychlování částic jako sluneční vítr. Během své sedmileté mise sonda provede čtyřiadvacet oběžných drah Slunce, které s perihéliem každé oběžné dráhy projdou dále do koróny a nakonec projdou do vzdálenosti 0,04 astronomických jednotek od povrchu Slunce. Jedná se o první kosmickou loď NASA pojmenovanou pro žijící osobu a Parker, ve věku 91 let, byl po ruce, aby pozoroval start.

Akcelerace

Zatímco rané modely slunečního větru spoléhaly primárně na tepelnou energii pro urychlení materiálu, v 60. letech bylo jasné, že samotná tepelná akcelerace nemůže za vysokou rychlost slunečního větru. Je vyžadován další neznámý akcelerační mechanismus, který pravděpodobně souvisí s magnetickými poli ve sluneční atmosféře.

Sluneční koróna nebo rozšířená vnější vrstva je oblast plazmy, která se zahřívá na více než megakelvin . V důsledku tepelných srážek mají částice uvnitř vnitřní koróny rozsah a rozložení rychlostí popsané maxwellovskou distribucí . Průměrná rychlost těchto částic je přibližně145 km / s , což je značně nižší než solární úniková rychlost z618 km/s . Několik částic však dosahuje energií dostatečných k dosažení koncové rychlosti400 km/s , což jim umožňuje živit sluneční vítr. Při stejné teplotě dosahují elektrony díky své mnohem menší hmotnosti únikové rychlosti a vytvářejí elektrické pole, které dále urychluje ionty od Slunce.

Celkový počet částic odnesených ze Slunce slunečním větrem je přibližně 1,3 × 10 ³⁶ za sekundu. Celková hmotnostní ztráta každý rok je tedy přibližně(2-3) x 10 ^-14 sluneční masy , nebo asi 3.01.-9.01. milionů tun za sekundu. To odpovídá ztrátě hmotnosti stejné jako Země každých 150 milionů let. Slunečním větrem však bylo ztraceno jen asi 0,01% z celkové hmotnosti Slunce. Jiné hvězdy mají mnohem silnější hvězdný vítr, což má za následek podstatně vyšší ztráty hmotnosti.

Vlastnosti a struktura

Předpokládá se, že to ukazuje sluneční vítr z hvězdy LL Orionis, který generuje příďový šok (jasný oblouk)

Rychlý a pomalý sluneční vítr

Sluneční vítr je pozorován ve dvou základních stavech, nazývaných pomalý sluneční vítr a rychlý sluneční vítr, ačkoli jejich rozdíly přesahují jejich rychlosti. V prostoru blízkém Zemi je pozorován pomalý sluneční vítr o rychlosti300–500 km/s , teplota ~ 100 MK a kompozice, která se téměř blíží koróně . Rychlý sluneční vítr má naopak typickou rychlost750 km/s , teplota 800 MK a téměř odpovídá složení sluneční fotosféry . Pomalý sluneční vítr má dvakrát hustší a proměnlivější povahu než rychlý sluneční vítr.

Zdá se, že pomalý sluneční vítr pochází z oblasti kolem rovníkového pásu Slunce, která je známá jako „pás streameru“, kde jsou koronální proudy vytvářeny magnetickým tokem otevřeným do heliosféry, který se vine přes uzavřené magnetické smyčky. O přesných koronálních strukturách zapojených do pomalé tvorby slunečního větru a způsobu uvolňování materiálu se stále diskutuje. Pozorování Slunce v letech 1996 až 2001 ukázalo, že emise pomalého slunečního větru se vyskytovaly v zeměpisných šířkách až 30–35 ° během slunečního minima (období nejnižší sluneční aktivity), poté se rozšiřovaly směrem k pólům, když se sluneční cyklus blížil maximu. Při slunečním maximu póly také vydávaly pomalý sluneční vítr.

Rychlý sluneční vítr pochází z koronálních děr , což jsou trychtýřovité oblasti otevřených siločar v magnetickém poli Slunce . Takové otevřené čáry jsou zvláště rozšířené kolem magnetických pólů Slunce. Zdrojem plazmy jsou malá magnetická pole vytvářená konvekčními články ve sluneční atmosféře. Tato pole omezují plazmu a transportují ji do úzkých hrdel koronálních trychtýřů, které se nacházejí jen 20 000 km nad fotosférou. Plazma se uvolňuje do trychtýře, když se tyto čáry magnetického pole znovu připojí.

Tlak

Vítr vyvíjí tlak na 1 AU obvykle v rozsahu1–6 nPa ((1-6) x 10 ^-9 N / m ² ), i když se může snadno měnit mimo tento rozsah.

Tlak beranu je funkcí rychlosti a hustoty větru. Vzorec je

{\ Displaystyle P = m_ {p} \ cdot n \ cdot V^{2} = 1,6726 \ times 10^{-6} \ cdot n \ cdot V^{2}}

kde m _p je hmotnost protonu , tlak P je v nPa (nanopascalech), n je hustota částic/cm ³ a V je rychlost slunečního větru v km/s.

Ejekce koronální hmoty

CME vybuchuje ze zemského Slunce

Rychlý i pomalý sluneční vítr může být přerušen velkými, rychle se pohybujícími výbuchy plazmy nazývanými ejekce koronální hmoty nebo CME. CME jsou způsobeny uvolněním magnetické energie na Slunci. CME se v populárních médiích často nazývají „sluneční bouře“ nebo „vesmírné bouře“. Někdy, ale ne vždy, jsou spojeny se slunečními erupcemi , které jsou dalším projevem uvolňování magnetické energie na Slunci. CME způsobují rázové vlny v tenké plazmě heliosféry, vyvolávají elektromagnetické vlny a urychlují částice (většinou protony a elektrony ) a vytvářejí sprchy ionizujícího záření, které předcházejí CME.

Když CME dopadne na magnetosféru Země, dočasně zdeformuje magnetické pole Země , změní směr jehel kompasu a vyvolá velké elektrické zemní proudy v samotné Zemi; tomu se říká geomagnetická bouře a je to globální jev. Nárazy CME mohou vyvolat magnetické opětovné připojení v magnetotailu Země (půlnoční strana magnetosféry); to spouští protony a elektrony směrem dolů k zemské atmosféře, kde tvoří polární záři .

CME nejsou jedinou příčinou vesmírného počasí . Je známo, že různé skvrny na Slunci způsobují mírně odlišné rychlosti a hustoty větru v závislosti na místních podmínkách. Izolovaně by každý z těchto různých větrných proudů vytvořil spirálu s mírně odlišným úhlem, přičemž rychle se pohybující proudy by se pohybovaly přímo a pomalu se pohybující proudy by se více obalovaly kolem Slunce. Rychle se pohybující proudy mají tendenci předbíhat pomalejší proudy, které pocházejí na západ od nich na Slunci, a vytvářejí turbulentní souběžně rotující interakční oblasti, které způsobují pohyby vln a zrychlené částice a které ovlivňují magnetosféru Země stejným způsobem, ale jemněji než CME.

Účinky sluneční soustavy

Tyto heliospheric aktuální list výsledky vlivem točivého magnetického pole Slunce v plazmě ve slunečním větru

Během života Slunce interakce jeho povrchových vrstev s unikajícím slunečním větrem výrazně snížila rychlost rotace povrchu. Vítr je považován za zodpovědný za ocasy komet spolu se slunečním zářením. Sluneční vítr přispívá ke kolísání nebeských rádiových vln pozorovaných na Zemi prostřednictvím efektu zvaného meziplanetární scintilace .

Magnetosféry

Schéma magnetosféry Země . Sluneční vítr proudí zleva doprava.

Tam, kde se sluneční vítr protíná s planetou, která má dobře vyvinuté magnetické pole (například Země, Jupiter nebo Saturn), jsou částice vychýleny Lorentzovou silou . Tato oblast, známá jako magnetosféra , způsobuje, že částice cestují po planetě, místo aby bombardovaly atmosféru nebo povrch. Magnetosféra je zhruba tvarována jako polokoule na straně obrácené ke Slunci, poté je tažena v dlouhém brázdě na opačné straně. Hranice této oblasti se nazývá magnetopauza a některé částice jsou schopny proniknout do magnetosféry touto oblastí částečným opětovným spojením čar magnetického pole.

Polední poledník část magnetosféry

Sluneční vítr je zodpovědný za celkový tvar magnetosféry Země. Kolísání rychlosti, hustoty, směru a strhávaného magnetického pole silně ovlivňuje místní vesmírné prostředí Země. Například úrovně ionizujícího záření a radiového rušení se mohou lišit podle faktorů stovek až tisíců; a tvar a umístění magnetopauzy a rázové vlny přídě před ní se mohou změnit o několik poloměrů Země, čímž jsou geosynchronní satelity vystaveny přímému slunečnímu větru. Těmto jevům se souhrnně říká vesmírné počasí .

Z European Space Agency ‚s Cluster mise, nová studie došlo, že navrhuje, že je jednodušší pro slunečního větru infiltrovat magnetosféru než se původně předpokládalo. Skupina vědců přímo pozorovala existenci určitých vln ve slunečním větru, které se neočekávaly. Nedávná studie ukazuje, že tyto vlny umožňují přicházejícím nabitým částicím slunečního větru narušit magnetopauzu. To naznačuje, že magnetická bublina se tvoří spíše jako filtr než jako souvislá bariéra. K tomuto nejnovějšímu objevu došlo díky výraznému uspořádání čtyř identických kosmických lodí Cluster, které létají v řízené konfiguraci vesmírem poblíž Země. Jak se pohybují z magnetosféry do meziplanetárního prostoru a zpět, flotila poskytuje výjimečné trojrozměrné pohledy na jevy, které spojují slunce se Zemí.

Výzkum charakterizoval odchylky ve tvorbě meziplanetárního magnetického pole (IMF) do značné míry ovlivněné nestabilitou Kelvin -Helmholtz (které se vyskytují na rozhraní dvou tekutin) v důsledku rozdílů v tloušťce a mnoha dalších charakteristik mezní vrstvy. Odborníci se domnívají, že to byla první příležitost, kdy byl výskyt Kelvin -Helmholtzových vln na magnetopauze zobrazen při vysoké orientaci MMF směrem dolů. Tyto vlny jsou vidět na nepředvídatelných místech za slunečního větru, o kterém se dříve věřilo, že je pro jejich generaci nežádoucí. Tyto objevy ukazují, jak mohou magnetosféru Země za specifických okolností MMF proniknout slunečními částicemi. Zjištění jsou také relevantní pro studie magnetosférických vývojů kolem jiných planetárních těles. Tato studie naznačuje, že Kelvin -Helmholtzovy vlny mohou být poněkud běžným a možná konstantním nástrojem pro vstup slunečního větru do pozemských magnetosfér pod různými orientacemi MMF.

Atmosféry

Sluneční vítr ovlivňuje další přicházející kosmické paprsky, které interagují s planetární atmosférou. Planety se slabou nebo neexistující magnetosférou navíc podléhají atmosférickému odizolování slunečním větrem.

Venuše , nejbližší a nejpodobnější planeta Země, má 100krát hustší atmosféru s malým nebo žádným geomagnetickým polem. Vesmírné sondy objevily ocas připomínající kometu, který sahá až na oběžnou dráhu Země.

Země sama je do značné míry chráněna před slunečním větrem svým magnetickým polem , které odklání většinu nabitých částic; některé nabité částice jsou však zachyceny v radiačním pásu Van Allena . Menší počet částic ze slunečního větru dokáže cestovat, jako by na vedení pro přenos elektromagnetické energie, do horní atmosféry Země a ionosféry v polárních zónách. Sluneční vítr je na Zemi pozorovatelný pouze tehdy, když je dostatečně silný na to, aby produkoval jevy, jako je polární záře a geomagnetické bouře . Jasné polární záře silně zahřívají ionosféru, což způsobuje, že její plazma expanduje do magnetosféry, zvětšuje velikost plazmové geosféry a vstřikuje atmosférickou hmotu do slunečního větru. Geomagnetické bouře vznikají, když je tlak plazmatu obsaženého uvnitř magnetosféry dostatečně velký, aby se nafoukl a tím narušil geomagnetické pole.

Přestože je Mars větší než Merkur a je čtyřikrát vzdálenější od Slunce, má se za to, že sluneční vítr strhl až třetinu původní atmosféry a zanechal vrstvu 1/100 hustou jako Země. Předpokládá se, že mechanismem tohoto atmosférického odizolování je plyn zachycený v bublinách magnetického pole, které jsou odtrženy slunečním větrem. V roce 2015 mise NASA Mars Atmosphere and Volatile Evolution ( MAVEN ) měřila rychlost stripování atmosféry způsobené magnetickým polem přenášeným slunečním větrem při jeho toku kolem Marsu, který generuje elektrické pole, podobně jako lze použít turbínu na Zemi vyrábět elektřinu. Toto elektrické pole zrychluje elektricky nabité atomy plynu, nazývané ionty, v horní atmosféře Marsu a vystřeluje je do vesmíru. Mise MAVEN měřila rychlost stripování atmosféry asi 100 gramů (≈1/4 lb) za sekundu.

Měsíce a planetární povrchy

Experiment Apolla SWC

Experiment složení sluneční energie Apolla na měsíčním povrchu

Merkur , nejbližší planeta ke Slunci, nese plnou tíhu slunečního větru, a protože jeho atmosféra je pozůstatková a přechodná, její povrch je zalit radiací.

Merkur má vnitřní magnetické pole, takže za normálních podmínek slunečního větru nemůže sluneční vítr proniknout do jeho magnetosféry a částice se dostanou na povrch pouze v oblastech hrotů. Během ejekcí koronální hmoty se však magnetopauza může vtlačit na povrch planety a za těchto podmínek může sluneční vítr volně interagovat s povrchem planety.

Zemský Měsíc nemá žádnou atmosféru ani vlastní magnetické pole , a v důsledku toho je jeho povrch bombardován plným slunečním větrem. Tyto úkoly projektu Apollo nasazen pasivní hliníkové kolektorů ve snaze ochutnat slunečního větru, a měsíční půdy vrátil pro studie potvrdila, že měsíční regolith je obohacena v atomových jader složených ze slunečního větru. Tyto prvky se mohou ukázat jako užitečné zdroje pro měsíční kolonie.

Vnější limity

Infografika představující vnější oblasti heliosféry na základě výsledků z kosmické lodi Voyager

Sluneční vítr „vane bublinu“ v mezihvězdném médiu (vzácný plynný vodík a helium, které prostupuje galaxií). Bod, kde síla slunečního větru již není dost velká na to, aby odtlačila mezihvězdné médium, je znám jako heliopauza a je často považován za vnější hranici sluneční soustavy. Vzdálenost k heliopauze není přesně známa a pravděpodobně závisí na aktuální rychlosti slunečního větru a místní hustotě mezihvězdného média, ale je daleko mimo oběžnou dráhu Pluta . Vědci doufají, že získají pohled na heliopauzu z dat získaných prostřednictvím mise Interstellar Boundary Explorer (IBEX), která byla zahájena v říjnu 2008.

Konec heliosféry je označován jako jeden ze způsobů, jak definovat rozsah sluneční soustavy, spolu s Kuiperovým pásem , a nakonec poloměr, ve kterém se gravitační vliv Slunce shoduje s dalšími hvězdami. Maximální rozsah tohoto vlivu byl odhadnut na 50 000 AU až 2 světelné roky ve srovnání s okrajem heliopauzy (vnější okraj heliosféry), u kterého kosmická loď Voyager 1 zjistila, že končí kolem 120 AU .

Mezi 30. srpnem a 10. prosincem 2007 kosmická loď Voyager 2 překonala šok více než pětkrát. Voyager 2 překonal šok o Tm blíže ke Slunci, než je vzdálenost 13,5 Tm, kde Voyager 1 narazil na ukončovací šok. Kosmická loď se přesunula ven přes ukončovací šok do heliosheathu a dále směrem k mezihvězdnému médiu .

Významné události

Od 10. května do 12. května 1999 pozorovaly kosmické lodě NASA Advanced Composition Explorer (ACE) a WIND pokles hustoty slunečního větru o 98%. To umožnilo energetickým elektronům ze Slunce proudit na Zemi v úzkých paprscích známých jako „ strahl “, což způsobilo velmi neobvyklou událost „polárního deště“, při níž se nad severním pólem objevila viditelná polární záře . Magnetosféra Země se navíc zvětšila na 5 až 6násobek své normální velikosti.
13. prosince 2010 Voyager 1 určil, že rychlost slunečního větru v jeho místě 10,4 miliardy mil (17,4 miliardy kilometrů) od Země zpomalila na nulu. „Dostali jsme se do bodu, kdy se vítr ze Slunce, který doposud vždy měl pohyb směrem ven, již nepohybuje ven; pohybuje se pouze do strany, aby mohl skončit sestupem dolů ocas heliosféry, která je objekt ve tvaru komety, “řekl vědecký pracovník projektu Voyager Edward Stone.

Viz také

Reference

Další čtení

Fox, Karen C. (2012) „Studie NASA pomocí klastru odhaluje nové poznatky o slunečním větru“ NASA.

S.Cuperman a N. Metzler, Role fluktuací v meziplanetárním magnetickém poli na vedení tepla ve slunečním větru. J. Geophys. Res. 78 (16), 3167–3168, 1973.

S. Cuperman a N. Metzler. Astrofyzi. J., 182 (3), 961–975, 1973.

S. Cuperman a N. Metzler, Řešení rovnic 3-fluidního modelu s anomálními transportními koeficienty pro tichý sluneční vítr. Astrophys.J., 196 (1) 205–219, 1975

S. Cuperman, N. Metzler a M. Spygelglass, Potvrzení známých numerických řešení pro rovnice tichého slunečního větru. Astrofyzi. J., 198 (3), 755–759, 1975.

S.Cuperman a N.Metzler, Relativní velikost rychlostí proudění částic alfa a protonů na 1AU. Astrofyzi. a Space Sci. 45 (2) 411–417,1976.

N. Metzler. Multi-fluidní model pro hvězdný vítr. Sborník ze LDde Feiter Memorial Symposium o studiu cestování meziplanetárních jevů. AFGL-TR-77-0309, Air Force Systems Command, USAF, 1978.

N. Metzler a M. Dryer, soběstačné řešení tří-tekutého modelu slunečního větru. Astrofyzi. J., 222 (2), 689–695, 1978.

S. Cuperman a N. Metzler, Komentáře k akceleraci slunečního větru He ++ 3 efekty rezonančních a nerezonančních interakcí s příčnými vlnami. J. Geophys. Res. 84 (NA5), 2139–2140 (1979)

Metzler, S. Astrofyzi. J., 231 (3) 960–976, 1979.

Languages

In other projects