Heliosfera
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.
Spis treści |
[edytuj] 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.
[edytuj] 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).
[edytuj] 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.
[edytuj] 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.
[edytuj] 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].
[edytuj] Łukowa fala uderzeniowa
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 okołoziemskiej[13].
Łukowe fale uderzeniowe zaobserwowano w pobliżu kilku innych gwiazd, m.in. Miry Ceti i R Hydrae.
Przypisy
- ↑ Solar Physics: The Solar Wind. 16.07.2006. [dostęp 13.10.2006].
- ↑ Ker Than: Voyager II detects solar system's edge. CNN, 24 maja 2006. [dostęp 2007-05-25].
- ↑ Peter Ford. et al.. Bursting the sun's bubble. „Science”.
- ↑ Dr. David J. McComas et al.. First IBEX maps reveal fascinating interactions occurring at the edge of the solar system. „Science”.
- ↑ Krimigis et al.. First Cassini Helps Redraw Shape of Solar System. „Science”.
- ↑ Sonda Cassini zmienia obraz Układu Słonecznego. „teleskopy.net”.
- ↑ Sonda IBEX zmienia obraz heliosfery. „teleskopy.net”.
- ↑ H. J. Fahr, T. Kausch, H. Scherer: A 5-fluid hydrodynamic approach to model the Solar System-interstellar medium interaction. W: Institut für Astrophysik und Extraterrestrische Forschung der Universität Bonn [on-line]. 2000. [dostęp 23.06.2006].
- ↑ Voyager – Mission – Interstellar Mission. 2007. [dostęp 08.05.2008].
- ↑ Spitzer Science Center Press Release: Red Giant Plunging Through Space
- ↑ P. C. Frisch: The Sun's Heliosphere & Heliopause. 2002. [dostęp 2006-06-23].
- ↑ B. E. Wood, W. R. Alexander, J. L. Linsky: The Properties of the Local Interstellar Medium and the Interaction of the Stellar Winds of ε Indi and λ Andromedae with the Interstellar Environment. 13 czerwca 2006.
- ↑ R. L. McNutt, Jr. et al.. Innovative Interstellar Explorer. „AIP Conference Proceedings”. 858, s. 341–347, 2006. doi:10.1063/1.2359348.
|
|||||||||||||||||||||||
