Heliosphere

Heliosphere

Heliosféra je magnetosféra , astrosféra a vnější vrstva atmosféry Slunce . Má tvar obrovské, bublinovité oblasti vesmíru . Z hlediska fyziky plazmatu je to dutina vytvořená Sluncem v okolním mezihvězdném prostředí . "Bublina" heliosféry je nepřetržitě "nafukována" plazmou pocházející ze Slunce, známou jako sluneční vítr . Mimo heliosféru tato sluneční plazma ustupuje mezihvězdné plazmě prostupující Mléčnou dráhou . Jako součást meziplanetárního magnetického pole chrání heliosféraSluneční soustava od významného množství nebezpečného kosmického záření (např . ionizujícího záření ); nenabité gama paprsky však ovlivněny nejsou. Jeho jméno pravděpodobně vytvořil Alexander J. Dessler , kterému se připisuje první použití tohoto slova ve vědecké literatuře v roce 1967.Vědeckým studiem heliosféry je heliofyzika , která zahrnuje vesmírné počasí a vesmírné klima.

Sluneční vítr, který nerušeně protéká Sluneční soustavou na miliardy kilometrů, sahá daleko za oblast Pluta , dokud nenarazí na "terminační šok", kde se jeho pohyb prudce zpomalí kvůli vnějšímu tlaku mezihvězdného média. "Heliosféra" je široká přechodná oblast mezi koncovým šokem a nejvzdálenějším okrajem heliosféry, "heliopauzou". Celkový tvar heliosféry připomíná tvar komety ; být hrubě kulovitý na jedné straně, s dlouhým zadním ocasem naproti, známý jako "heliotail".

Dvě kosmické sondy programu Voyager prozkoumávaly vnější oblasti heliosféry, prošly koncovým výbojem a heliosférou. Voyager 1 se setkal s heliopauzou 25. srpna 2012, kdy sonda naměřila čtyřicetinásobný náhlý nárůst hustoty plazmy . Voyager 2 překonal heliopauzu 5. listopadu 2018. Protože heliopauza označuje hranici mezi hmotou pocházející ze Slunce a hmotou pocházející ze zbytku galaxie, kosmické lodě, které opouštějí heliosféru (jako jsou dva Voyagery) jsou v mezihvězdném prostoru .

Shrnutí

Mapa energetických neutrálních atomů od IBEX . Poděkování: NASA / Goddard Space Flight Center Scientific Visualization Studio. Grafy detekcí heliosheath sondami Voyager 1 a Voyager 2. Voyager 2 od té doby překročil heliopauzu do mezihvězdného prostoru. Rychlost a vzdálenost sond Voyager 1 a 2 od Slunce

Heliosféra je oblast pod vlivem Slunce; dvě hlavní složky určující její okraj jsou heliosférické magnetické pole a sluneční vítr ze Slunce. Tři hlavní sekce od začátku heliosféry k jejímu okraji jsou terminační šok, heliosheath a heliopauza. Pět kosmických lodí vrátilo většinu dat o svých nejvzdálenějších dosahech, včetně Pioneer 10 (1972-1997; údaje do 67 AU), Pioneer 11 (1973-1995; 44 AU), Voyager 1 a Voyager 2 (vypuštěn 1977, probíhá), a New Horizons (zahájeno v roce 2006). Typ částice nazývaný energeticky neutrální atom (ENA) bylo také pozorováno, že byl vyroben z jeho okrajů.

S výjimkou oblastí v blízkosti překážek, jako jsou planety nebo komety , heliosféře dominuje materiál vycházející ze Slunce, ačkoli kosmické paprsky , rychle se pohybující neutrální atomy a kosmický prach mohou pronikat heliosférou zvenčí. Částice slunečního větru, které pocházejí z extrémně horkého povrchu koróny , dosahují únikové rychlosti a proudí směrem ven rychlostí 300 až 800 km/s (671 tisíc až 1,79 milionu mph neboli 1 až 2,9 milionu km/h). Jak začne interagovat s mezihvězdným prostředímjeho rychlost se zpomalí až zastaví. Bod, kde se sluneční vítr zpomalí než rychlost zvuku, se nazývá koncový šok ; sluneční vítr se dále zpomaluje, když prochází heliosheath vedoucím k hranici zvané heliopauza , kde se vyrovnávají tlaky mezihvězdného média a slunečního větru. Terminační šok překonal Voyager 1 v roce 2004 a Voyager 2 v roce 2007.

Předpokládalo se, že za heliopauzou došlo k otřesu přídě , ale údaje z Interstellar Boundary Explorer naznačovaly, že rychlost Slunce mezihvězdným prostředím je příliš nízká na to, aby se vytvořila. Může se jednat o jemnější "mání s lukem".

Data z Voyageru vedla k nové teorii, že heliosheath má "magnetické bubliny" a stagnační zónu. Objevily se také zprávy o "oblasti stagnace" v heliosheath, začínající kolem 113 au (1,69 × 10 10 km; 1,05 × 10 10 mi), detekované Voyagerem 1 v roce 2010. rychlost slunečního větru klesne na nulu, intenzita magnetického pole se zdvojnásobí a vysokoenergetické elektrony z galaxie stonásobně vzrostou.

Počínaje květnem 2012 ve 120 au (1,8 × 10 10 km; 1,1 × 10 10 mil) Voyager 1 detekoval náhlý nárůst kosmického záření, což je zjevná známka přiblížení k heliopauze.V létě 2013 NASA oznámila, že Voyager 1 dosáhl mezihvězdného prostoru k 25. srpnu 2012.

V prosinci 2012 NASA oznámila, že na konci srpna 2012 Voyager 1, ve vzdálenosti asi 122 au (1,83 × 10 10 km; 1,13 × 10 10 mi) od Slunce, vstoupil do nové oblasti, kterou nazývali "magnetická dálnice", oblast stále pod vlivem Slunce, ale s některými dramatickými rozdíly.

Pioneer 10 byl vypuštěn v březnu 1972 a během 10 hodin proletěl kolem Měsíce; během příštích zhruba 35 let by tato mise byla první, která přinesla mnoho prvních objevů o povaze heliosféry a také o vlivu Jupiteru na ni. Pioneer 10 byla první kosmická loď, která detekovala ionty sodíku a hliníku ve slunečním větru, stejně jako helium ve vnitřní sluneční soustavě. V listopadu 1972 se Pioneer 10 setkal s obrovskou (ve srovnání se Zemí) magnetosférou Jupiteru a 17krát procházel dovnitř a ven z ní a heliosféry, přičemž mapoval její interakci se slunečním větrem. Pioneer 10 vrátila vědecká data až do března 1997, včetně dat o slunečním větru na asi 67 AU v té době. Byl také kontaktován v roce 2003, kdy se nacházel ve vzdálenosti 7,6 miliardy mil od Země (82 AU), ale tehdy nebyly vráceny žádné údaje o slunečním větru.

Voyager 1 překonal radiální vzdálenost od Slunce Pioneer 10 na 69,4 AU dne 17. února 1998, protože se pohyboval rychleji a získal asi 1,02 AU za rok. Pioneer 11 , vypuštěný rok po Pioneeru 10 , získal podobná data jako Pioneer na 44,7 AU v roce 1995, kdy byla tato mise ukončena. Pioneer 11 měl podobnou sadu nástrojů jako 10, ale měl také magnetometr s flux-gate. Kosmické lodě Pioneer a Voyager byly na různých trajektoriích, a proto zaznamenávaly údaje o heliosféře v různých celkových směrech od Slunce. Údaje získané ze sond Pioneer a Voyager pomohly potvrdit detekci vodíkové stěny.

Voyager 1 a 2 byly vypuštěny v roce 1977 a nepřetržitě fungovaly přinejmenším do konce roku 2010 a setkaly se s různými aspekty heliosféry za Plutem. Předpokládá se, že v roce 2012 Voyager 1 prošel heliopauzou a Voyager 2 udělal totéž v roce 2018

Dvojčata Voyagery jsou jedinými umělými objekty, které vstoupily do mezihvězdného prostoru. Zatímco však opustili heliosféru, ještě neopustili hranici sluneční soustavy, která je považována za vnější okraj Oortova oblaku . Po průchodu heliopauzou pozoroval Plasma Science Experiment (PLS) sondy Voyager 2 5. listopadu prudký pokles rychlosti částic slunečního větru a od té doby po něm nic nenasvědčuje. Přechod zaznamenaly i další tři přístroje na palubě měřící kosmické záření, nízkoenergetické nabité částice a magnetická pole. Pozorování doplňují data z mise IBEX NASA. NASA také připravuje další misi, Interstellar Mapping and Acceleration Probe ( IMAP ), která má odstartovat v roce 2024, aby využila pozorování Voyageru .

Struktura

Slunce fotografované při vlnové délce 19,3 nanometrů ( ultrafialové )

Navzdory svému názvu není tvar heliosféry dokonalou koulí. Jeho tvar určují tři faktory: mezihvězdné médium (ISM), sluneční vítr a celkový pohyb Slunce a heliosféry při průchodu ISM. Protože sluneční vítr i ISM jsou tekutiny, tvar a velikost heliosféry jsou také tekuté. Změny ve slunečním větru však výrazněji mění kolísavou polohu hranic v krátkých časových intervalech (hodiny až několik let). Tlak slunečního větru se v kterémkoli místě mění mnohem rychleji než vnější tlak ISM. Za významný se považuje zejména vliv 11letého slunečního cyklu , který vykazuje zřetelné maximum a minimum aktivity slunečního větru.

V širším měřítku vede pohyb heliosféry tekutým médiem ISM k celkovému tvaru komety. Plazma slunečního větru, které se pohybuje zhruba "proti proudu" (ve stejném směru jako pohyb Slunce galaxií), je stlačeno do téměř kulovitého tvaru, zatímco plazma pohybující se "po proudu" (naproti pohybu Slunce) vytéká po určitou dobu. mnohem větší vzdálenost, než ustoupí ISM, což definuje dlouhý, vlečný tvar heliotailu.

Omezená dostupná data a neprozkoumaná povaha těchto struktur vyústila v mnoho teorií o jejich formě.V roce 2020 vedl Merav Opher tým výzkumníků, kteří určili, že tvar heliosféry je srpek, který lze popsat jako vyfouknutý croissant.

Sluneční vítr

Hlavní články: Sluneční vítr a Meziplanetární médium

Sluneční vítr se skládá z částic ( ionizovaných atomů ze sluneční koróny ) a polí jako magnetické pole , které jsou vytvářeny ze Slunce a proudí do vesmíru. Protože se Slunce otočí přibližně jednou za 25 dní, heliosférické magnetické pole transportované slunečním větrem se stočí do spirály. Sluneční vítr ovlivňuje mnoho dalších systémů ve Sluneční soustavě; například změny ve vlastním magnetickém poli Slunce jsou přenášeny ven slunečním větrem, což vytváří geomagnetické bouře v zemské magnetosféře .

List heliosférického proudu míří na oběžnou dráhu Jupiteru

Heliosférický aktuální list

Hlavní článek: Heliospheric aktuální list

Heliosférická proudová vrstva je vlnění v heliosféře vytvořené rotujícím magnetickým polem Slunce. Označuje hranici mezi oblastmi heliosférického magnetického pole opačné polarity. Heliosférický proudový list, který se rozprostírá po celé heliosféře, by mohl být považován za největší strukturu ve Sluneční soustavě a říká se, že připomíná "sukni baletky".

Vnější struktura

Vnější struktura heliosféry je určena interakcemi mezi slunečním větrem a větry mezihvězdného prostoru. Sluneční vítr proudí od Slunce všemi směry rychlostí několika stovek km/s v blízkosti Země. V určité vzdálenosti od Slunce, daleko za oběžnou dráhou Neptunu , se tento nadzvukový vítr musí zpomalit, aby se setkal s plyny v mezihvězdném prostředí . To probíhá v několika fázích:

• Sluneční vítr se ve Sluneční soustavě pohybuje nadzvukovou rychlostí. Při koncovém rázu, stojaté rázové vlně , sluneční vítr klesne pod rychlost zvuku a stane se podzvukovým.
• Dříve se předpokládalo, že jakmile bude sluneční vítr podzvukový, bude tvarován okolním prouděním mezihvězdného média, přičemž na jedné straně vytvoří tupý nos a za ním heliotail podobný kometě, oblast nazývanou heliosheath. Pozorování v roce 2009 však ukázala, že tento model je nesprávný. Od roku 2011 se předpokládá, že je vyplněna magnetickou bublinkovou "pěnou".
• Vnější povrch heliosféry, kde se heliosféra setkává s mezihvězdným prostředím, se nazývá heliopauza. Toto je okraj celé heliosféry. Pozorování v roce 2009 vedla ke změnám tohoto modelu.
• Teoreticky způsobuje heliopauza turbulence v mezihvězdném prostředí, když Slunce obíhá Galaktický střed . Mimo heliopauzu by byla turbulentní oblast způsobená tlakem postupující heliopauzy proti mezihvězdnému médiu . Rychlost slunečního větru vzhledem k mezihvězdnému prostředí je však pravděpodobně příliš nízká na ráz z přídě.

Ukončovací šok

"Terminační šok" přeadresuje tady. Pro knihu od Neala Stephensona, viz Termination Shock (román) . Tuto sekci je třeba aktualizovat . Pomozte prosím aktualizovat tento článek, aby odrážel nedávné události nebo nově dostupné informace. ( leden 2019 )
"Ukončovací šok" analogie vody ve dřezu

Terminační šok je bod v heliosféře, kde se sluneční vítr zpomaluje na podzvukovou rychlost (vzhledem ke Slunci) kvůli interakcím s místním mezihvězdným prostředím . To způsobuje kompresi , zahřívání a změnu magnetického pole . Ve Sluneční soustavě se předpokládá, že koncový výboj je 75 až 90 astronomických jednotek od Slunce. V roce 2004 překonal Voyager 1 terminační výboj Slunce a v roce 2007 následoval Voyager 2.

Šok vzniká, protože částice slunečního větru jsou emitovány ze Slunce rychlostí asi 400 km/s, zatímco rychlost zvuku (v mezihvězdném prostředí) je asi 100 km/s. (Přesná rychlost závisí na hustotě, která značně kolísá. Pro srovnání Země obíhá kolem Slunce rychlostí asi 30 km/s, ISS obíhá kolem Země rychlostí asi 7,7 km/s, dopravní letadla létají nad zemí rychlostí asi 0,2-0,3 km/s, auto na typické dálnici s omezeným přístupem dosahuje asi 0,03 km/s a lidé chodíkolem 0,001 km/s.) Mezihvězdné médium, i když má velmi nízkou hustotu, má však relativně konstantní tlak; tlak slunečního větru klesá s druhou mocninou vzdálenosti od Slunce. Když se člověk vzdálí dostatečně daleko od Slunce, tlak slunečního větru klesne tam, kde již nemůže udržet nadzvukové proudění proti tlaku mezihvězdného média, v tomto okamžiku se sluneční vítr zpomalí pod svou rychlost zvuku, což způsobí rázová vlna . Dále od Slunce následuje terminační šok heliopauza, kdy se oba tlaky vyrovnají a částice slunečního větru jsou zastaveny mezihvězdným prostředím.

Jiné terminační šoky lze pozorovat v pozemských systémech; možná nejjednodušší může být viděn tak, že jednoduše spustíte vodovodní kohoutek do dřezu a vytvoříte tak hydraulický skok . Po dopadu na podlahu dřezu se tekoucí voda šíří rychlostí, která je vyšší než rychlost místní vlny , a vytváří disk mělkého, rychle se rozbíhajícího toku (analogického k slabému, nadzvukovému slunečnímu větru). Kolem obvodu disku se vytvoří nárazová fronta nebo vodní stěna; mimo rázovou frontu se voda pohybuje pomaleji, než je rychlost místní vlny (analogické k podzvukovému mezihvězdnému prostředí).

Důkazy předložené na setkání Americké geofyzikální unie v květnu 2005 Edem Stonem naznačují, že sonda Voyager 1 prošla terminačním šokem v prosinci 2004, kdy byla asi 94 AU od Slunce, díky změně magnetických údajů odebraných z řemeslo. Naproti tomu Voyager 2 začal v květnu 2006 detekovat vracející se částice, když byl jen 76 AU od Slunce. To znamená, že heliosféra může mít nepravidelný tvar, vyboulená směrem ven na severní polokouli Slunce a tlačená dovnitř na jižní.

Ilustrace heliosféry zveřejněná 28. června 2013, která zahrnuje výsledky z kosmické lodi Voyager. Heliosheath je mezi terminačním šokem a heliopauzou.

Heliosheath

Heliosféra je oblast heliosféry za koncovým šokem. Vítr je zde zpomalován, stlačován a turbulentní díky jeho interakci s mezihvězdným prostředím. V jeho nejbližším bodě leží vnitřní okraj heliosheath přibližně 80 až 100 AU od Slunce. Navrhovaný model předpokládá, že heliosheath má tvar jako koma komety a pohybuje se v několikanásobku této vzdálenosti ve směru opačném k cestě Slunce vesmírem. Na jeho návětrné straně se jeho tloušťka odhaduje na 10 až 100 AU. Vědci z projektu Voyager zjistili, že heliosheath není "hladký" - je to spíše "pěnová zóna" naplněná magnetickými bublinami, z nichž každá je široká asi 1 AU. Tyto magnetické bubliny vznikají dopadem slunečního větru a mezihvězdného prostředí. Voyager 1 a Voyager 2 začaly odhalovat důkazy o existenci bublin v roce 2007 a 2008. Bubliny pravděpodobně ve tvaru klobásy jsou tvořeny magnetickým přepojením mezi opačně orientovanými sektory slunečního magnetického pole , když se sluneční vítr zpomaluje. Pravděpodobně představují samostatné struktury, které se oddělily od meziplanetárního magnetického pole .

Ve vzdálenosti asi 113 AU Voyager 1 detekoval "oblast stagnace" uvnitř heliosféry. V této oblasti se sluneční vítr zpomalil na nulu, intenzita magnetického pole se zdvojnásobila a vysokoenergetické elektrony z galaxie stonásobně vzrostly. Kolem 122 AU vstoupila sonda do nové oblasti, kterou vědci z projektu Voyager nazvali "magnetická dálnice", oblast stále pod vlivem Slunce, ale s některými dramatickými rozdíly.

Heliopauza

Heliopauza je teoretická hranice, kde je sluneční vítr zastaven mezihvězdným prostředím ; kde síla slunečního větru již není tak velká, aby odtlačila hvězdné větry okolních hvězd. Toto je hranice, kde se vyrovnávají tlaky mezihvězdného média a slunečního větru. Přechod heliopauzy by měl být signalizován prudkým poklesem teploty částic nabitých slunečním větrem, změnou směru magnetického pole a zvýšením počtu galaktických kosmických paprsků. V květnu 2012, Voyager 1detekoval rychlý nárůst takového kosmického záření (nárůst o 9 % za měsíc, po pozvolnějším nárůstu o 25 % od ledna 2009 do ledna 2012), což naznačuje, že se blíží heliopauza. Mezi koncem srpna a začátkem září 2012 byla sonda Voyager 1 svědkem prudkého poklesu protonů ze Slunce, z 25 částic za sekundu koncem srpna na přibližně 2 částice za sekundu začátkem října. V září 2013 NASA oznámila, že Voyager 1 překročil heliopauzu k 25. srpnu 2012. To bylo ve vzdálenosti 121 AU (18 miliard km) od Slunce. Na rozdíl od předpovědí, údaje z Voyageru 1označuje, že magnetické pole galaxie je zarovnáno se slunečním magnetickým polem.

Heliotail

Heliotail je ohonem heliosféry, a tedy ohonem Sluneční soustavy. Dá se přirovnat k ohonu komety (ohon komety se však za ní při pohybu nenatahuje, vždy směřuje od Slunce). Ohon je oblast, kde se sluneční vítr zpomaluje a nakonec uniká z heliosféry a pomalu se vypařuje kvůli výměně náboje.Tvar heliotailu (nově nalezený sondou NASA Interstellar Boundary Explorer - IBEX) má tvar čtyřlístku. Částice v ohonu nesvítí, proto jej nelze spatřit běžnými optickými přístroji. IBEX provedl první pozorování heliotailu měřením energie "energetických neutrálních atomů", neutrálních částic vytvořených srážkami ve sluneční soustavě.

Ukázalo se, že ocas obsahuje rychlé a pomalé částice; pomalé částice jsou na straně a rychlé částice jsou obklopeny uprostřed. Tvar ohonu může být spojen se Sluncem, které vysílá rychlé sluneční větry poblíž svých pólů a v poslední době pomalý sluneční vítr poblíž jeho rovníku. Ohon ve tvaru jetele se pohybuje dále od Slunce, což způsobí, že nabité částice začnou přecházet do nové orientace.

Data Cassini a IBEX zpochybnila teorii "heliotailu" v roce 2009. V červenci 2013 výsledky IBEX odhalily 4-laločný ohon na heliosféře Sluneční soustavy.

Bublinková heliosféra pohybující se mezihvězdným prostředím Detekce ENA je koncentrovanější v jednom směru.

Další struktury heliosféry

Heliopauza je konečná známá hranice mezi heliosférou a mezihvězdným prostorem, který je vyplněn materiálem, zejména plazmatem, nikoli z vlastní hvězdy Země, Slunce, ale z jiných hvězd. I tak se těsně mimo heliosféru (tj. "sluneční bublinu") nachází přechodná oblast, jak ji detekoval Voyager 1 . Stejně jako byl nějaký mezihvězdný tlak detekován již v roce 2004, část materiálu Slunce proniká do mezihvězdného prostředí. Předpokládá se, že heliosféra sídlí v Místním mezihvězdném mračnu uvnitř Místní bubliny , což je oblast v Orionském rameni galaxie Mléčná dráha .

Mimo heliosféru dochází ke čtyřicetinásobnému zvýšení hustoty plazmatu. Dochází také k radikálnímu omezení detekce určitých typů částic ze Slunce a k velkému nárůstu galaktického kosmického záření.

Tok mezihvězdného média (ISM) do heliosféry byl k roku 2013 měřen nejméně 11 různými kosmickými sondami. Do roku 2013 bylo podezření, že se směr toku v průběhu času změnil. Proud přicházející z pohledu Země ze souhvězdí Štíra pravděpodobně od 70. let změnil směr o několik stupňů.

Vodíková stěna

"Vodíková stěna" přeadresuje tady. Další témata viz Vodík (jednoznačnost) . Tuto sekci je třeba aktualizovat . Pomozte prosím aktualizovat tento článek, aby odrážel nedávné události nebo nově dostupné informace. ( leden 2019 )

Předpokládá se, že jde o oblast horkého vodíku, struktura zvaná vodíková stěna se může nacházet mezi rázem přídě a heliopauzou. Stěna se skládá z mezihvězdného materiálu interagujícího s okrajem heliosféry. Jeden dokument vydaný v roce 2013 studoval koncept příďové vlny a vodíkové stěny.

Další hypotéza naznačuje, že heliopauza by mohla být menší na straně Sluneční soustavy, která je obrácena k orbitálnímu pohybu Slunce přes galaxii. Může se také lišit v závislosti na aktuální rychlosti slunečního větru a místní hustotě mezihvězdného prostředí. Je známo, že leží daleko mimo oběžnou dráhu Neptunu . Posláním vesmírných lodí Voyager 1 a 2 je najít a studovat terminační šok, heliosheath a heliopauzu. Mezitím se mise Interstellar Boundary Explorer (IBEX) pokouší zachytit heliopauzu z oběžné dráhy Země do dvou let od jejího startu v roce 2008. Počáteční výsledky (říjen 2009) z IBEX naznačují, že předchozí předpoklady si nedostatečně uvědomují skutečnou složitost heliopauzy.

V srpnu 2018 dlouhodobé studie o vodíkové stěně provedené sondou New Horizons potvrdily výsledky poprvé zjištěné v roce 1992 dvěma sondami Voyager . Ačkoli je vodík detekován extra ultrafialovým světlem (které může pocházet z jiného zdroje), detekce New Horizons potvrzuje dřívější detekce sondou Voyager na mnohem vyšší úrovni citlivosti.

Bow šok

Další informace: Bow šoky v astrofyzice

Dlouho se předpokládalo, že Slunce při svých cestách v mezihvězdném prostředí vytváří "rázovou vlnu". Došlo by k tomu, kdyby se mezihvězdné médium pohybovalo nadzvukově "směrem" ke Slunci, protože jeho sluneční vítr se od Slunce nadzvukově pohybuje "od Slunce". Když mezihvězdný vítr narazí na heliosféru, zpomalí se a vytvoří oblast turbulence. Předpokládalo se, že k rázu z luku může dojít asi ve 230 AU, ale v roce 2012 bylo zjištěno, že pravděpodobně neexistuje. Tento závěr vyplynul z nových měření: Rychlost LISM (místní mezihvězdné médium) vzhledem ke Slunci byla dříve naměřena Ulyssesem na 26,3 km/s , zatímco IBEX ji naměřil na 23,2 km/s.

Tento jev byl pozorován mimo Sluneční soustavu, kolem hvězd jiných než Slunce, nyní vysloužilým orbitálním dalekohledem GALEX NASA. Ukázalo se, že rudý obří hvězda Mira v souhvězdí Cetus má jak úlomky ohonu vyvrženého hvězdy, tak i zřetelný šok ve směru jejího pohybu vesmírem (rychlostí přes 130 kilometrů za sekundu).

Pozorovací metody

Pioneer H vystavený v National Air and Space Museum byla zrušená sonda ke studiu Slunce.

Detekce kosmickou lodí

Přesná vzdálenost k heliopauze a její tvar jsou stále nejisté. Meziplanetární/mezihvězdné kosmické lodě jako Pioneer 10 , Pioneer 11 a New Horizons putují Sluneční soustavou směrem ven a nakonec projdou heliopauzou. Kontakt na Pioneer 10 a 11 byl ztracen.

Výsledky Cassini

Podle údajů z Cassiniho iontové a neutrální kamery (MIMI / INCA) se zdá, že heliosféra má spíše tvar bubliny než tvar komety . Mapy INCA ( ENA ) naznačují, že spíše než aby byla ovládána srážkami mezi slunečním větrem a mezihvězdným prostředím, je interakce řízena spíše tlakem částic a hustotou energie magnetického pole.

Výsledky IBEX

Počáteční údaje z Interstellar Boundary Explorer (IBEX), spuštěné v říjnu 2008, odhalily dříve nepředvídanou "velmi úzkou stuhu, která je dvakrát až třikrát jasnější než cokoli jiného na obloze". Prvotní interpretace naznačují, že "mezihvězdné prostředí má mnohem větší vliv na strukturování heliosféry, než kdokoli dříve věřil" "Nikdo neví, co vytváří stuhu ENA (energeticky neutrálních atomů), ..."

"Výsledky IBEX jsou skutečně pozoruhodné! To, co vidíme na těchto mapách, se neshoduje s žádným z předchozích teoretických modelů této oblasti. Pro vědce bude vzrušující zkontrolovat tyto ( ENA ) mapy a revidovat způsob, jakým rozumíme naší heliosféře. a jak interaguje s galaxií." V říjnu 2010 byly na základě druhé sady pozorování IBEX po 6 měsících detekovány významné změny v pásku. Údaje IBEX nepodporovaly existenci otřesu přídě, ale podle jedné studie může existovat "vlna přídě".

Lokálně

Přehled heliofyzických kosmických lodí cca 2011

Zvláště zajímavá je interakce Země s heliosférou, ale byl také studován její rozsah a interakce s jinými tělesy Sluneční soustavy. Některé příklady misí, které mají nebo nadále shromažďují data týkající se heliosféry, zahrnují (viz také seznam heliofyzických misí ) :

• Solar Anomalous and Magnetospheric Particle Explorer
• Sluneční a heliosférická observatoř
• Observatoř sluneční dynamiky
• STEREO
• Kosmická loď Ulysses
• Solární sonda Parker

Během úplného zatmění lze vysokoteplotní korónu snadněji pozorovat ze slunečních observatoří Země. Během programu Apollo byl sluneční vítr měřen na Měsíci pomocí experimentu se složením slunečního větru . Některé příklady slunečních observatoří na povrchu Země zahrnují sluneční dalekohled McMath-Pierce nebo novější GREGOR Solar Telescope a zrekonstruovanou sluneční observatoř Big Bear Solar Observatory . (viz také seznam slunečních dalekohledů )

Časová osa průzkumu a detekce

Parker Solar Probe, vypuštěná v roce 2018, zkoumá oblast poblíž Slunce

• 1904: Postupimský velký refraktor se spektrografem detekuje mezihvězdné prostředí .Dvojhvězda Mintaka v Orionis se rozhodla mít v meziprostoru prvek vápník.
• Leden 1959: Luna 1 se stala první kosmickou lodí, která pozorovala sluneční vítr.
• 1962: Mariner 2 detekuje sluneční vítr.
• 1972-1973: Pioneer 10 se stává první kosmickou lodí, která prozkoumá heliosféru kolem Marsu, prolétá kolem Jupiteru dne 4. prosince 1973 a nadále vrací data slunečního větru do vzdálenosti 67 AU.
• Únor 1992: Po průletu kolem Jupiteru se sonda Ulysses stala první, která prozkoumala střední a vysoké zeměpisné šířky heliosféry.
• 1992: Sondy Pioneer a Voyager detekovaly záření Ly-α rezonančně rozptýlené heliosférickým vodíkem.
• 2004: Voyager 1 se stává první kosmickou lodí, která dosáhla terminačního šoku.
• 2005: Pozorování slunečního větru SOHO ukazuje, že tvar heliosféry není osově symetrický , ale zkreslený, velmi pravděpodobně vlivem místního galaktického magnetického pole.
• 2009: Vědci z projektu IBEX objevili a zmapovali páskovitou oblast intenzivní energetické emise neutrálních atomů . Předpokládá se, že tyto neutrální atomy pocházejí z heliopauzy.
• Říjen 2009: heliosféra může mít tvar bubliny, nikoli komety.
• Říjen 2010: na základě druhé sady pozorování IBEX byly po šesti měsících zjištěny významné změny v pásku.
• Květen 2012: Údaje IBEX naznačují, že pravděpodobně nejde o "šok".
• Červen 2012: Na 119 AU detekoval Voyager 1 nárůst kosmického záření.
• 25. srpna 2012: Voyager 1 překročil heliopauzu a stal se prvním člověkem vyrobeným objektem, který opustil heliosféru.
• Srpen 2018: Dlouhodobé studie o vodíkové stěně provedené sondou New Horizons potvrdily výsledky poprvé zjištěné v roce 1992 dvěma sondami Voyager.
• 5. listopadu 2018: Voyager 2 překročí heliopauzu a opustí heliosféru.