Heliosfärens huvuddrag. Heliopausen (eng.: heliopause) är gränsen mot detinterstellära mediet, med enbogchock (eng.: bow shock) framför. Innanför ligger en annan chockfront, termineringschocken (eng.: termination shock) där solvinden saktas ned tillsubsonisk strömning. Planetsystemet ryms inne i heliosfären. På bilden visas också de fyra rymdsonder som nått längst ut,Pioneer 10 och 11 samtVoyager 1 ochVoyager 2
Solvinden är enplasmavind (alltså ett flöde av laddade partiklar, främstelektroner ochprotoner) som ständigt skickas ut frånsolen, rakt genomsolsystemet. Solvinden fyller alltså rymden i solsystemet och utgör därför en huvudbeståndsdel i detinterplanetära mediet. Även andrastjärnor har liknande utflöden, i vissa fall tusentals gånger starkare, ochstjärnvind är den allmänna benämningen. Det område som domineras av solvinden kallasheliosfären, vilken avgränsas utåt avheliopausen.
En veckas solvindsmätningar (25 november - 1 december 2008) frånNASAs rymdsondAdvanced Composition Explorer (ACE) visar på solvindens stora variationer.[1]Överst: solvindenstäthet, mätt i antalprotoner per kubikcentimeter, varierar med omkring en faktor 100.Mitten: solvindens hastighet, mätt i kilometer per sekund, varierar ungefär med en faktor 2.Nederst: temperaturen hos protongasen, mätt ikelvin, ändras med omkring en faktor 10.
Solvinden består avplasma (mest elektroner och protoner samt mindre mängder tyngre partiklar). Med jordiska mått mätt är solvinden ett nästan perfektvakuum, med mycket lägre materietäthet än i något jordiskt laboratorium: i en milliliter finns typiskt ungefär 5 elektroner och lika många joner. Hastigheten är typiskt omkring 350 km/s. Solvindendrar med sig solens magnetfält och ger därmed upphov till detinterplanetära magnetfältet, med typisk styrka på någrananotesla. Dessa värden, som gäller i närheten av jordbanan, varierar dock mycket. Särskilt tätheten är ofta 10 gånger högre eller lägre än normalvärdet. Störningar i solvinden uppträder speciellt vid stora solutbrott, framför allt vidkoronamassutkastningar ochflarer.
Eftersom solvinden blåser ut i alla riktningar orsakar den trots sin låga täthet ändå en avsevärd massförlust:solen förlorar ungefär en miljon ton per sekund på grund av solvinden. Detta kan jämföras med de ungefär 5 miljoner ton per sekund som förloras genomfusionsreaktioner inne isolens centrum.
Genom växelverkan medjordens magnetfält ger solvinden upphov till jordensmagnetosfär, och magnetosfärer bildas även runt andra magnetiserade planeter. En synlig effekt av solvinden ärpolarskenet (norr- och sydsken), som får sin energi från solvinden. En störning i solvinden kan ge upphov till engeomagnetisk storm när den träffarmagnetosfären, vilket i sin tur bland annat kan orsaka störningar påsatelliter, problem itransformatorer och kraftledningsnät samt ökade strålningsnivåer för astronauter och flygbesättningar. Solvinden i sig utgör dock inget problem för interplanetära rymdfarkoster, som ju vistas hela tiden i solvinden, men dess variationer är alltså den viktigaste bestämmande faktorn förrymdvädret runt jorden.
Komet Hale-Bopp visar i denna bild från 1997 upp sina två svansar. Den gulvita stoftsvansen pekar rakt uppåt i bilden. Till vänster om denna syns den svagare och blåaktiga plasmasvansen. Att kometer har två svansar var en av de första indikationerna på att solvinden finns.
Ett annat synligt tecken på solvinden, som i sig är helt osynlig, är attkometer ofta uppvisar två svansar. Den ena av dessa, benämnd stoftsvansen eller neutralsvansen, består av oladdade partiklar som knappt alls påverkas av solvinden. Den andra svansen, som oftast är svagare, benämns jonsvans eller plasmasvans. Den består alltså av laddade partiklar som snabbt accelereras av solvinden, och får därför annan utsträckning än neutralsvansen. På 1950-talet insågs (genom arbeten av bland andra Ludwig Biermann,Eugene Parker ochHannes Alfvén) att kometernas två svansar kunde förklaras om en plasmavind ständigt blåste från solen.
Solvindens hastighet (relativt planeter, kometer och andra hinder i dess väg) är större än hastigheten för de lågfrekventa vågor som kan utbreda sig i solvinden (jonakustiska vågor, som är motsvarigheten till vanliga ljudvågor, ochAlfvénvågor). Man säger därför att solvindsflödet ärsupersoniskt och superalfvéniskt. En följd av detta är att enbogchock bildas framförmagnetosfärer och andra större hinder: serymdfysik.
Solvinden möter detinterstellära mediet, alltså rymdplasmat mellan stjärnorna, vid en gräns som kallasheliopausen. Innanför och utanför heliopausen bildaschockfronter eftersom solvinden och det interstellära mediet flödarsupersoniskt relativt varandra. Området innanför heliopausen, alltså hela det område i vilket solvinden flödar ostört och supersoniskt, kallasheliosfären. Vårtplanetsystem befinner sig inne i heliosfären.
Heliopausen har nu observerats direkt, då rymdsondenVoyager 1 korsade den i augusti 2012, på ett avstånd av 121AU (18 miljarder km).Voyager 1 korsade den inre chocken i november 2003 på avståndet 94 AU[2] ochVoyager 2 följde efter i slutet av augusti 2007.[3]
Heliosfären och dess avslutande chockfronter är en sorts tredimensionell motsvarighet till den tvådimensionella chockvåg man enkelt kan iaktta i köksvasken: sechockvåg. Den detaljerade fysiken är dock annorlunda, eftersomrymdplasmat till skillnad från vattnet ärkollisionsfritt.
Magnetosfären böjer av solvinden så att den inte når jorden, och den kan därför inte mätas direkt från jorden. De första mätningarna av solvinden gjordes av den sovjetiska rymdsondenLuna 1 år 1959. Sedan dess har mångasatelliter ochrymdsonder undersökt solvinden. De amerikanska satelliternaAdvanced Composition Explorer ochDeep Space Climate Observatory, båda placerade i förstaLagrangepunkten (L1), är de nu (2017) viktigaste solvindsobservatorierna. Deras mätningar finns tillgängliga påinternet med bara några timmars fördröjning[1] och används bland annat förrymdväderprognoser.
