Struktura heliosfery (pokazano również położenie sondVoyager w 2005 r.)
Heliosfera – obszar wokółSłońca, w którym ciśnieniewiatru słonecznego przeważa nad ciśnieniem wiatrów galaktycznych, tworząc „bąbel” wyrzucanej przez Słońce materii w otaczającymośrodku międzygwiazdowym. Heliosfera zawiera w sobie Słońce, wszystkie planety i większość mniejszych ciałUkładu Słonecznego, chociaż hipotetycznyobłok Oorta rozciąga się daleko poza jej granice.
Strumień naładowanych cząstek tworzących wiatr słoneczny, głównie protonów i elektronów, jest emitowany przez Słońce mniej więcej równomiernie we wszystkich kierunkach. W pobliżu Ziemi porusza się on ze średnią prędkością ok. 400 km/s[1] i w obszarze, w którym krążą planety, zwalnia nieznacznie wskutek oddziaływania zpolem magnetycznym Słońca. Prędkość ta znacznie przekraczaprędkość dźwięku w ośrodku międzygwiazdowym, równą około 100 km/s. Zmiany intensywności wiatru słonecznego, spowodowane zmienną aktywnością gwiazdy, wywołująburze magnetyczne w magnetosferach planet.
Wraz z oddalaniem od Słońca, wzrasta wpływ materii międzygwiazdowej na wiatr słoneczny. Ich wzajemne oddziaływanie stale kształtuje heliosferę, ochraniającą Układ Słoneczny przedpromieniowaniem kosmicznym. W jakim stopniu chroni ona Ziemię przed wysokoenergetycznymi cząstkami materii międzygwiezdnej – tego jeszcze nie wiadomo.
Zachowanie się wiatru słonecznego kształtuje heliosferę, tworzy jej granice i dzieli ją na dwa oddzielne obszary, w zależności od prędkości cząstek wiatru. W jej wewnętrznej części jest onanaddźwiękowa.
Szok końcowy to miejsce, w którym prędkość wiatru słonecznego staje się poddźwiękowa. Część heliosfery poza tą granicą nazywa siępłaszczem Układu Słonecznego (ang.heliosheath).
Heliopauza to granica płaszcza i całej heliosfery, za którą ciśnienie materii międzygwiezdnej zaczyna dominować.
Hipoteza, że poza heliopauzą istnieje jeszcze jedna granica,łukowa fala uderzeniowa (ang.bow shock), została obalona na podstawie obserwacjisondy IBEX (Interstellar Boundary Explorer)[2][3]. Miałby to być obszar silnychturbulencji w ośrodku międzygwiazdowym, tworzony przez Układ Słoneczny poruszający się wokół centrum Galaktyki.
Ciśnienie wiatru słonecznego spada z kwadratem odległości od gwiazdy. Na skutek oddziaływania z ośrodkiem międzygwiazdowym, w odległości ok. 75 – 90 au od Słońca wiatr zwalnia do prędkości poddźwiękowych, tworzącstojącąfalę uderzeniową. W obszarze tym skokowo wzrasta jego ciśnienie i temperatura, zmienia się także jego pole magnetyczne.
Do tej granicy dotarły jak dotąd dwie sondy kosmiczne zbudowane przez człowieka,sondy Voyager.Voyager 1 w grudniu2004 r. przekroczył szok końcowy w odległości 85 au od Słońca, rejestrując zmiany ciśnienia, temperatury i pola magnetycznego, podczas gdyVoyager 2 w maju2006 r. napotkał tę granicę w odległości 76 au[4]. Sugeruje to że szok końcowy nie ma kształtu sferycznego, ale jest w pewnym stopniu nieregularny, rozszerza się w północnej części, a jest przesunięty bliżej Słońca w południowej.
Wpływ na kształt i wielkość szoku końcowego ma zarówno Słońce, jak też pole magnetyczne całejGalaktyki. Przypuszczalnie zjawiska takie jakkoronalne wyrzuty masy są w stanie przesunąć jego granicę o kilka au. Ze względu na dynamiczną naturę tej struktury, przyszłe misje mogą stwierdzić zupełnie inny jej kształt.
Część heliosfery poza szokiem końcowym, w której wiatr słoneczny nadal dominuje, lecz porusza się z prędkością poddźwiękową, nazywa się płaszczem Układu Słonecznego. Tutaj jest on gęstszy i znacznie bardziej podatny na oddziaływanie z ośrodkiem międzygwiazdowym. Ciśnienie dynamiczne ośrodka, w którym porusza się Układ Słoneczny, powoduje ściśnięcie płaszcza do około 40 au w kierunku ruchu Układu (apeksu Słońca) i rozciągnięcie go wielokrotnie dalej w przeciwną stronę, na kształtwarkocza komety. Analizy danych zebranych przez sondy NASA IBEX orazCassini zasugerowały, że heliosfera ma kształt dość symetrycznego bąbla, kształtowanego przez zewnętrzne pole magnetyczne, które miałoby wówczas decydujący wpływ[5][6][7][8]. Jednak późniejsze badania wskazały, że obserwowany efekt ma swoje źródła bliżej, w obszarze szoku końcowego, zaś heliosfera jako całość jest wydłużona, a pole magnetyczne jedynie deformuje jej kształt[8]
Pierwsze dane dotyczące warunków panujących w obszarze płaszcza przesłały na Ziemię sondy Voyager; Voyager 1 opuścił go w sierpniu 2012 roku, po prawie 8 latach lotu[9].
W pewnej odległości od Słońca wiatr słoneczny nie jest już w stanie przeciwstawić się ciśnieniu materii międzygwiezdnej i zatrzymuje się, tworząc granicę heliosfery – heliopauzę. Poza nią znajduje się już przestrzeń międzygwiezdna, chociażstrefa Hilla, czyli obszar grawitacyjnej dominacji Słońca rozciąga się wielokrotnie dalej, na odległość ok. półtoraroku świetlnego i poza heliopauzą przypuszczalnie krąży wiele ciał utrzymywanych przez jego przyciąganie, tworząc zewnętrzny obłok Oorta. Kształt heliopauzy jest nieznany, ale można modelować ją, stosując prawamechaniki płynów[10].
Przez około 25 lat naukowcy uznawali, że ruch heliosfery w lokalnym ośrodku międzygwiazdowym jest dostatecznie szybki, aby spowodować powstanie przed niąfali uderzeniowej wplazmie tworzącejośrodek międzygwiazdowy. Podejrzewano, że znajduje się ona ok. 230 au od Słońca[11]. Według jednej z hipotez, pomiędzy heliopauzą a łukową falą uderzeniową miał tworzyć się obszar wypełniony gorącym wodorem[12].
Weryfikacja tej i innych hipotez jest celem badań sondy IBEX, mającej sporządzić mapę heliosfery z orbity okołoziemskiej[13]. Jej obserwacje wykazały, że naszej heliosferze nie towarzyszy łukowa fala uderzeniowa[3]. Ruch Słońca względem lokalnego ośrodka międzygwiezdnego tworzy w nim zafalowanie, analogicznie do fali czołowej przed łodzią płynącą po wodzie, jednak nie jest dosyć szybki, żeby miała ona charakter fali uderzeniowej. Prędkość heliosfery względemLokalnego Obłoku Międzygwiazdowego to 80 tysięcy km/h, a nie 95 tysięcy km/h, jak dotychczas oceniano, co przekłada się na o 25% mniejsze ciśnienie wywierane na granice heliosfery[14]. Powstanie łukowej fali uderzeniowej dodatkowo utrudnia większe niż wcześniej zakładano natężenie pola magnetycznego w ośrodku międzygwiezdnym[2].
↑H.J.H.J.FahrH.J.H.J.,T.T.KauschT.T.,H.H.SchererH.H.,A 5-fluid hydrodynamic approach to model the Solar System-interstellar medium interaction, „Astronomy and Astrophysics”, 357, 2000, s. 268–282,Bibcode: 2000A&A...357..268F.
↑Heliosfera w serwisie APOD:Astronomiczne zdjęcie dnia
↑Brian E.B.E.WoodBrian E.B.E.,William R.W.R.AlexanderWilliam R.W.R.,Jeffrey L.J.L.LinskyJeffrey L.J.L.,The Properties of the Local Interstellar Medium and the Interaction of the Stellar Winds of epsilon INDI and lambda Andromedae with the Interstellar Environment, „The Astrophysical Journal”, 470,1996, s. 1157,DOI: 10.1086/177939 [dostęp 2021-10-22](ang.).
↑Ralph L.R.L.McNuttRalph L.R.L. i inni,Innovative interstellar explorer, „AIP Conference Proceedings”, 858, 2006, s. 341–347,DOI: 10.1063/1.2359348 [dostęp 2021-10-22](ang.).
