Heliosfera – obszar wokół
Słońca
, w którym ciśnienie
wiatru słonecznego
przeważa nad ciśnieniem wiatrów galaktycznych, tworząc "bąbel" wyrzucanej przez Słońce materii w otaczającym
ośrodku międzygwiazdowym
. Heliosfera zawiera w sobie Słońce, wszystkie planety i większość mniejszych ciał
Układu Słonecznego
, chociaż hipotetyczny
obłok Oorta
rozciąga się daleko poza jej granice.
Wiatr słoneczny
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 z
polem magnetycznym
Słońca. Prędkość ta znacznie przekracza
prędkość dźwięku
w ośrodku międzygwiazdowym, równą około 100 km/s. Zmiany intensywności wiatru słonecznego, spowodowane zmienną aktywnością gwiazdy, wywołują
burze 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 przed
promieniowaniem kosmicznym
. W jakim stopniu chroni ona Ziemię przed wysokoenergetycznymi cząstkami materii międzygwiezdnej – tego jeszcze nie wiadomo.
Struktura heliosfery
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 ona
naddźwiękowa
.
- Szok końcowy to miejsce w którym prędkość wiatru słonecznego staje się poddźwiękowa. Część heliosfery poza tą granicą nazywa się płaszczem Układu Słonecznego (
ang.
heliosheath).
- Heliopauza to granica płaszcza i całej heliosfery, za którą ciśnienie materii międzygwiezdnej zaczyna dominować.
- Poza heliopauzą, Układ Słoneczny poruszając się wokół centrum Galaktyki tworzy jeszcze jedną granicę, obszar silnych
turbulencji
w ośrodku międzygwiazdowym zwany łukową falą uderzeniową (ang. bow shock).
Szok końcowy
Ciśnienie wiatru słonecznego spada z kwadratem odległości od gwiazdy. Na skutek oddziaływania z ośrodkiem międzygwiazdowym, w odległości ok. 75 – 90 j.a. od Słońca wiatr zwalnia do prędkości poddźwiękowych, tworząc
stojącą
falę 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 grudniu
2004
r. przekroczył szok końcowy w odległości 85 j.a. od Słońca, rejestrując zmiany ciśnienia, temperatury i pola magnetycznego, podczas gdy
Voyager 2
w maju
2006
r. napotkał tę granicę w odległości 76 j.a.[2] 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 całej
Galaktyki
. Przypuszczalnie zjawiska takie jak
koronalne wyrzuty masy
są w stanie przesunąć jego granicę o kilka j.a. Ze względu na dynamiczną naturę tej struktury, przyszłe misje mogą stwierdzić zupełnie inny jej kształt.
Płaszcz Układu Słonecznego
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. Do niedawna uważano iż opór ośrodka, w którym porusza się Układ Słoneczny, powoduje ściśnięcie płaszcza do około 40 j.a. w kierunku ruchu Układu (
apeksu Słońca
) i rozciągnięcie go wielokrotnie dalej w przeciwną stronę, na kształt
warkocza komety
. Jednak najnowsze dane dostarczone przez sondę NASA IBEX (Interstellar Boundary Explorer) oraz Cassini wykazały, że przyjęty do tej pory model, w którym głównym czynnikiem odpowiedzialnym za kształt heliosfery i płaszcza było oddziaływanie cząstek wiatru słonecznego z cząstkami medium międzygwiezdnego jest niepoprawny. Nowe wyniki wskazują, że ważniejszy wpływ ma ciśnienie cząstek oraz ich oddziaływanie z polem magnetycznym medium międzygwiezdnego a płaszcz nie przypomina komety ale dość symetryczny bąbel [3][4][5][6][7].
Obecnie obie sondy Voyager badają warunki panujące w obszarze płaszcza.
Heliopauza
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, chociaż
strefa Hilla
, czyli obszar grawitacyjnej dominacji Słońca rozciąga się wielokrotnie dalej, na odległość ok. półtora
roku 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 prawa
mechaniki płynów
[8].
Warunki panujące na granicy heliosfery i poza nią są nieznane, jako że nie dotarł tam jeszcze żaden statek kosmiczny. Naukowcy przewidują, że Voyager 1 przekroczy heliopauzę około roku 2015, przesyłając dane o tym obszarze[9].
Łukowa fala uderzeniowa
Łukowa fala uderzeniowa wokół gwiazdy R Hydrae
[10]Ruch heliosfery w lokalnym ośrodku międzygwiazdowym, podobnie jak ruch statku na wodzie, powoduje powstanie przed nią fali czołowej. Wiatr międzygwiezdny zwalnia do prędkości poddźwiękowej, tworząc falę uderzeniową w tworzącej go
plazmie
. Podejrzewa się, że znajduje się ona ok. 230 j.a. od Słońca[11].
Według jednej z hipotez, pomiędzy heliopauzą a łukową falą uderzeniową tworzy się obszar wypełniony gorącym wodorem[12]. Ta i inne hipotezy mają szansę zostać zweryfikowane przez sondę
Interstellar Boundary Explorer
(IBEX), której misją będzie sporządzenie mapy heliosfery z orbity ziemskiej[13].
Łukowe fale uderzeniowe zaobserwowano w pobliżu kilku innych gwiazd, m.in.
Miry Ceti
i R Hydrae.
Przypisy
Hasło nie występuje w innych lekcjach!
