Vento solar - Solar wind

Observações de Ulisses da velocidade do vento solar em função da latitude do hélio durante o mínimo solar. Vento lento (≈400 km / s ) está confinado às regiões equatoriais, enquanto o vento rápido (≈750 km / s ) é visto sobre os pólos. As cores vermelho / azul mostram as polaridades interna / externa do campo magnético heliosférico .
Uma ilustração da estrutura do Sol

O vento solar é uma corrente de partículas carregadas liberadas da alta atmosfera do Sol , chamadas de corona . Este plasma consiste principalmente de elétrons , prótons e partículas alfa com energia cinética entre0,5 e 10  keV . A composição do plasma do vento solar também inclui uma mistura de materiais encontrados no plasma solar: traços de íons pesados ​​e núcleos atômicos como C, N, O, Ne, Mg, Si, S e Fe. Existem também traços mais raros de alguns outros núcleos e isótopos, como P, Ti, Cr, 54 Fe e 56 Fe e 58 Ni, 60 Ni e 62 Ni. Superposto ao plasma do vento solar está o campo magnético interplanetário . O vento solar varia em densidade , temperatura e velocidade ao longo do tempo e ao longo da latitude e longitude solar. Suas partículas podem escapar da gravidade do Sol por causa de sua alta energia resultante da alta temperatura da coroa, que por sua vez é resultado do campo magnético coronal.

A uma distância de mais do que alguns raios solares do Sol, o vento atinge solares velocidades de 250-750 km / s e é supersônica, o que significa que se move mais rápido do que a velocidade do jejum onda magnetossônicas . O fluxo do vento solar não é mais supersônico no choque final . Outros fenômenos relacionados incluem a aurora ( luzes do norte e do sul ), as caudas de plasma dos cometas que sempre apontam para longe do Sol e as tempestades geomagnéticas que podem mudar a direção das linhas do campo magnético.

História

Observações da Terra

A existência de partículas fluindo do Sol para a Terra foi sugerida pela primeira vez pelo astrônomo britânico Richard C. Carrington . Em 1859, Carrington e Richard Hodgson fizeram, independentemente, as primeiras observações do que mais tarde seria chamado de explosão solar . Este é um aumento súbito e localizado no brilho do disco solar, que agora é conhecido por ocorrer frequentemente em conjunto com uma ejeção episódica de material e fluxo magnético da atmosfera do Sol, conhecida como ejeção de massa coronal . No dia seguinte, uma poderosa tempestade geomagnética foi observada, e Carrington suspeitou que poderia haver uma conexão; a tempestade geomagnética é agora atribuída à chegada da ejeção de massa coronal no espaço próximo à Terra e sua subsequente interação com a magnetosfera terrestre . O acadêmico irlandês George FitzGerald sugeriu mais tarde que a matéria estava sendo regularmente acelerada para longe do Sol, alcançando a Terra após vários dias.

Simulação de laboratório da influência da magnetosfera no vento solar; essas correntes de Birkeland semelhantes às auroras foram criadas em um terrella , um globo anódico magnetizado em uma câmara evacuada.

Em 1910, o astrofísico britânico Arthur Eddington sugeriu essencialmente a existência do vento solar, sem nomeá-lo, em uma nota de rodapé de um artigo sobre o cometa Morehouse . A proposição de Eddington nunca foi totalmente aceita, embora ele também tivesse feito uma sugestão semelhante em um discurso da Royal Institution no ano anterior, no qual ele postulou que o material ejetado consistia em elétrons, enquanto em seu estudo do cometa Morehouse ele supôs que sim ser íons .

A ideia de que o material ejetado consistia em íons e elétrons foi sugerida pela primeira vez pelo cientista norueguês Kristian Birkeland . Suas pesquisas geomagnéticas mostraram que a atividade auroral era quase ininterrupta. Como essas exibições e outras atividades geomagnéticas estavam sendo produzidas por partículas do Sol, ele concluiu que a Terra estava sendo continuamente bombardeada por "raios de corpúsculos elétricos emitidos pelo Sol". Ele propôs em 1916 que, "De um ponto de vista físico, é mais provável que os raios solares não sejam exclusivamente negativos nem positivos, mas de ambos os tipos"; em outras palavras, o vento solar consiste em elétrons negativos e íons positivos. Três anos depois, em 1919, o físico britânico Frederick Lindemann também sugeriu que o sol ejeta partículas de ambas as polaridades: prótons e elétrons.

Por volta da década de 1930, os cientistas concluíram que a temperatura da coroa solar deve ser de um milhão de graus Celsius por causa da forma como ela se estendia no espaço (como visto durante um eclipse solar total ). Trabalhos espectroscópicos posteriores confirmaram que essa temperatura extraordinária era o caso. Em meados da década de 1950, o matemático britânico Sydney Chapman calculou as propriedades de um gás a essa temperatura e determinou que a corona, sendo um excelente condutor de calor, deve se estender para o espaço, além da órbita da Terra. Ainda na década de 1950, o astrônomo alemão Ludwig Biermann se interessou pelo fato de que a cauda de um cometa sempre aponta para longe do Sol, independentemente da direção em que o cometa esteja viajando. Biermann postulou que isso acontece porque o Sol emite um fluxo constante de partículas que empurra a cauda do cometa para longe. O astrônomo alemão Paul Ahnert é creditado (por Wilfried Schröder) como o primeiro a relacionar o vento solar com a direção da cauda de um cometa com base em observações do cometa Whipple-Fedke (1942g).

O astrofísico americano Eugene Parker percebeu que o calor que flui do Sol no modelo de Chapman, e a cauda do cometa soprando do Sol na hipótese de Biermann, devem ser o resultado do mesmo fenômeno que ele chamou de "vento solar". Em 1957, Parker mostrou que embora a coroa do Sol seja fortemente atraída pela gravidade solar, é um bom condutor de calor que ainda é muito quente a grandes distâncias do Sol. À medida que a gravidade solar enfraquece com o aumento da distância do Sol, a atmosfera coronal externa é capaz de escapar supersonicamente para o espaço interestelar. Parker também foi a primeira pessoa a notar que a influência enfraquecedora da gravidade do Sol tem o mesmo efeito sobre o fluxo hidrodinâmico que um bico de Laval , incitando uma transição do fluxo subsônico para o supersônico. Houve forte oposição à hipótese de Parker sobre o vento solar; o artigo que ele submeteu ao The Astrophysical Journal em 1958 foi rejeitado por dois revisores, antes de ser aceito pelo editor Subrahmanyan Chandrasekhar .

Observações do espaço

Em janeiro de 1959, a espaçonave soviética Luna 1 observou pela primeira vez diretamente o vento solar e mediu sua força, usando armadilhas iônicas hemisféricas. A descoberta, feita por Konstantin Gringauz, foi verificada pela Luna 2 , Luna 3 e as medições mais distantes da Venera 1 . Três anos depois, uma medição semelhante foi realizada pela geofísica americana Marcia Neugebauer e colaboradores usando a espaçonave Mariner 2 .

A primeira simulação numérica do vento solar na coroa solar, incluindo linhas de campo fechadas e abertas , foi realizada por Pneuman e Kopp em 1971. As equações magnetohidrodinâmicas em estado estacionário foram resolvidas iterativamente começando com uma configuração dipolar inicial .

Em 1990, a sonda Ulysses foi lançada para estudar o vento solar de altas latitudes solares. Todas as observações anteriores foram feitas no plano da eclíptica do Sistema Solar ou próximo a ele .

No final da década de 1990, o instrumento Ultraviolet Coronal Spectrometer (UVCS) a bordo da espaçonave SOHO observou a região de aceleração do vento solar rápido emanando dos pólos do Sol e descobriu que o vento acelera muito mais rápido do que pode ser explicado pela expansão termodinâmica sozinho. O modelo de Parker previu que o vento deveria fazer a transição para o fluxo supersônico a uma altitude de cerca de quatro raios solares (aproximadamente 3.000.000 km) da fotosfera (superfície); mas a transição (ou "ponto sônico") agora parece ser muito menor, talvez apenas um raio solar (aproximadamente 700.000 km) acima da fotosfera, sugerindo que algum mecanismo adicional acelera o vento solar para longe do sol. A aceleração do vento rápido ainda não é compreendida e não pode ser totalmente explicada pela teoria de Parker. No entanto, a explicação gravitacional e eletromagnética para essa aceleração é detalhada em um artigo anterior de Hannes Alfvén , ganhador do Prêmio Nobel de Física em 1970 .

A missão STEREO foi lançada em 2006 para estudar ejeções de massa coronal e a corona solar, usando estereoscopia de dois sistemas de imagem amplamente separados. Cada espaçonave STEREO carregava duas imagens heliosféricas: câmeras de campo amplo altamente sensíveis, capazes de gerar imagens do próprio vento solar, por meio do espalhamento Thomson da luz do sol a partir dos elétrons livres. Filmes da STEREO revelaram o vento solar próximo à eclíptica, como um fluxo turbulento em grande escala.

Gráfico mostrando uma diminuição dramática na taxa de detecção de partículas do vento solar pela Voyager 1

A sonda Voyager 1 atingiu o fim da "bolha" do vento solar em 2012, momento em que a detecção do vento solar caiu vertiginosamente. Uma observação semelhante foi feita seis anos depois pela Voyager 2 .

Em 2018, a NASA lançou a Parker Solar Probe , nomeada em homenagem ao astrofísico americano Eugene Parker, com a missão de estudar a estrutura e dinâmica da coroa solar, na tentativa de compreender os mecanismos que fazem com que as partículas sejam aquecidas e aceleradas como as solares vento. Durante sua missão de sete anos, a sonda fará vinte e quatro órbitas do Sol, passando ainda mais na coroa com cada periélio da órbita , finalmente passando a 0,04 unidades astronômicas da superfície do Sol. É a primeira espaçonave da NASA com o nome de uma pessoa viva, e Parker, aos 91 anos, estava presente para observar o lançamento.

Aceleração

Embora os primeiros modelos do vento solar dependessem principalmente da energia térmica para acelerar o material, na década de 1960 estava claro que a aceleração térmica por si só não explica a alta velocidade do vento solar. Um mecanismo de aceleração desconhecido adicional é necessário e provavelmente está relacionado a campos magnéticos na atmosfera solar.

A coroa do Sol , ou camada externa estendida, é uma região do plasma que é aquecida a mais de um megakelvin . Como resultado de colisões térmicas, as partículas dentro da coroa interna têm uma faixa e distribuição de velocidades descritas por uma distribuição Maxwelliana . A velocidade média dessas partículas é de cerca145 km / s , o que está bem abaixo da velocidade de escape solar de618 km / s . No entanto, algumas das partículas atingem energias suficientes para atingir a velocidade terminal de400 km / s , o que lhes permite alimentar o vento solar. Na mesma temperatura, os elétrons, devido à sua massa muito menor, atingem a velocidade de escape e criam um campo elétrico que acelera ainda mais os íons para longe do sol.

O número total de partículas transportadas do Sol pelo vento solar é de cerca de 1,3 × 10 36 por segundo. Assim, a perda total de massa a cada ano é de cerca(2-3) x 10 -14 massas solares , ou cerca de 1,3-1,9 milhões de toneladas por segundo. Isso equivale a perder uma massa igual à da Terra a cada 150 milhões de anos. No entanto, apenas cerca de 0,01% da massa total do Sol foi perdida pelo vento solar. Outras estrelas têm ventos estelares muito mais fortes que resultam em taxas de perda de massa significativamente maiores.

Propriedades e estrutura

Acredita-se que isso mostre o vento solar da estrela LL Orionis gerando um choque de arco (o arco brilhante)

Vento solar rápido e lento

Observa-se que o vento solar existe em dois estados fundamentais, chamados de vento solar lento e vento solar rápido, embora suas diferenças se estendam muito além de suas velocidades. No espaço próximo à Terra, observa-se que o vento solar lento tem uma velocidade de300–500 km / s , uma temperatura de ~ 100 MK e uma composição que se aproxima da corona . Em contraste, o vento solar rápido tem uma velocidade típica de750 km / s , uma temperatura de 800 MK e quase corresponde à composição da fotosfera solar . O vento solar lento é duas vezes mais denso e mais variável na natureza do que o vento solar rápido.

O lento vento solar parece originar-se de uma região ao redor do cinturão equatorial do Sol que é conhecido como "cinturão de serpentinas", onde serpentinas coronais são produzidas por fluxo magnético aberto à heliosfera que envolve circuitos magnéticos fechados. As estruturas coronais exatas envolvidas na lenta formação do vento solar e o método pelo qual o material é liberado ainda estão em debate. As observações do Sol entre 1996 e 2001 mostraram que a emissão do vento solar lento ocorreu em latitudes de até 30-35 ° durante o mínimo solar (o período de menor atividade solar), então se expandiu em direção aos pólos conforme o ciclo solar se aproximava do máximo. No máximo solar , os pólos também emitiam um vento solar lento.

O vento solar rápido origina-se de buracos coronais , que são regiões semelhantes a funis de linhas de campo aberto no campo magnético solar . Essas linhas abertas são particularmente predominantes em torno dos pólos magnéticos do Sol. A fonte de plasma são pequenos campos magnéticos criados por células de convecção na atmosfera solar. Esses campos confinam o plasma e o transportam para as gargantas estreitas dos funis coronais, que estão localizados a apenas 20.000 km acima da fotosfera. O plasma é liberado no funil quando essas linhas de campo magnético se reconectam.

Pressão

O vento exerce uma pressão em AU normalmente na faixa de1–6 nPa ((1–6) × 10 −9  N / m 2 ), embora possa variar prontamente fora dessa faixa.

A pressão do aríete é função da velocidade e densidade do vento. A fórmula é

onde m p é a massa do próton , a pressão P está em nPa (nanopascais), n é a densidade em partículas / cm 3 e V é a velocidade em km / s do vento solar.

Ejeção de massa coronal

CME irrompe do Sol da Terra

Tanto o vento solar rápido quanto o lento podem ser interrompidos por grandes explosões de plasma, chamadas de ejeções de massa coronal , ou CMEs. CMEs são causados ​​por uma liberação de energia magnética no sol. CMEs são freqüentemente chamados de "tempestades solares" ou "tempestades espaciais" na mídia popular. Eles são algumas vezes, mas nem sempre, associados a erupções solares , que são outra manifestação da liberação de energia magnética no sol. CMEs causam ondas de choque no plasma fino da heliosfera, lançando ondas eletromagnéticas e acelerando partículas (principalmente prótons e elétrons ) para formar chuvas de radiação ionizante que precedem o CME.

Quando um CME impacta a magnetosfera terrestre, temporariamente deforma o campo magnético terrestre , mudando a direção das agulhas da bússola e induzindo grandes correntes elétricas de aterramento na própria Terra; isso é chamado de tempestade geomagnética e é um fenômeno global. Impactos CME pode induzir a reconexão magnética na Terra magnetotail (o lado da meia-noite da magnetosfera); isso lança prótons e elétrons para baixo em direção à atmosfera da Terra, onde formam a aurora .

Os CMEs não são a única causa do clima espacial . Diferentes manchas no Sol são conhecidas por dar origem a velocidades e densidades de vento ligeiramente diferentes, dependendo das condições locais. Isoladamente, cada uma dessas diferentes correntes de vento formaria uma espiral com um ângulo ligeiramente diferente, com correntes rápidas movendo-se mais diretamente e correntes lentas envolvendo mais o sol. Os fluxos rápidos tendem a ultrapassar os fluxos mais lentos que se originam a oeste deles no Sol, formando regiões de interação co-rotativas turbulentas que dão origem aos movimentos das ondas e partículas aceleradas, e que afetam a magnetosfera da Terra da mesma maneira, mas mais suavemente do que , CMEs.

Efeitos do sistema solar

A folha de corrente heliosférica resulta da influência do campo magnético giratório do Sol no plasma do vento solar

Ao longo da vida do Sol, a interação de suas camadas superficiais com o vento solar que escapou diminuiu significativamente sua taxa de rotação de superfície. O vento é considerado responsável pela cauda dos cometas, juntamente com a radiação solar. O vento solar contribui para as flutuações das ondas de rádio celestes observadas na Terra, por meio de um efeito denominado cintilação interplanetária .

Magnetosferas

Esquema da magnetosfera da Terra . O vento solar flui da esquerda para a direita.

Onde o vento solar se cruza com um planeta que possui um campo magnético bem desenvolvido (como a Terra, Júpiter ou Saturno), as partículas são desviadas pela força de Lorentz . Essa região, conhecida como magnetosfera , faz com que as partículas viajem ao redor do planeta em vez de bombardear a atmosfera ou a superfície. A magnetosfera tem a forma aproximada de um hemisfério no lado voltado para o Sol, então é desenhada em uma longa esteira no lado oposto. O limite dessa região é chamado de magnetopausa , e algumas das partículas são capazes de penetrar na magnetosfera através desta região por reconexão parcial das linhas do campo magnético.

Seção do meridiano do meio-dia da magnetosfera

O vento solar é responsável pela forma geral da magnetosfera da Terra. Flutuações em sua velocidade, densidade, direção e campo magnético integrado afetam fortemente o ambiente espacial local da Terra. Por exemplo, os níveis de radiação ionizante e interferência de rádio podem variar por fatores de centenas a milhares; e a forma e a localização da magnetopausa e da onda de choque em arco a montante dela podem mudar em vários raios da Terra, expondo os satélites geossíncronos ao vento solar direto. Esses fenômenos são chamados coletivamente de clima espacial .

A partir da Agência Espacial Europeia 's Cluster missão, um novo estudo tomou lugar que propõe que é mais fácil para o vento solar se infiltrar na magnetosfera que se acreditava anteriormente. Um grupo de cientistas observou diretamente a existência de certas ondas no vento solar que não eram esperadas. Um estudo recente mostra que essas ondas permitem que as partículas carregadas de vento solar que chegam violem a magnetopausa. Isso sugere que a bolha magnética se forma mais como um filtro do que como uma barreira contínua. Esta última descoberta ocorreu por meio do arranjo distinto das quatro espaçonaves Cluster idênticas, que voam em uma configuração controlada através do espaço próximo à Terra. Enquanto eles se movem da magnetosfera para o espaço interplanetário e vice-versa, a frota fornece percepções tridimensionais excepcionais sobre os fenômenos que conectam o Sol à Terra.

A pesquisa caracterizou variações na formação do campo magnético interplanetário (IMF) amplamente influenciadas pela instabilidade de Kelvin-Helmholtz (que ocorre na interface de dois fluidos) como resultado de diferenças na espessura e inúmeras outras características da camada limite. Os especialistas acreditam que esta foi a primeira ocasião em que o aparecimento de ondas de Kelvin-Helmholtz na magnetopausa foi exibido na orientação descendente de alta latitude do FMI. Essas ondas estão sendo vistas em lugares imprevistos sob condições de vento solar que antes se acreditava serem indesejáveis ​​para sua geração. Essas descobertas mostram como a magnetosfera da Terra pode ser penetrada por partículas solares em circunstâncias específicas do FMI. As descobertas também são relevantes para estudos de progressões magnetosféricas em torno de outros corpos planetários. Este estudo sugere que as ondas de Kelvin-Helmholtz podem ser um instrumento um tanto comum, e possivelmente constante, para a entrada do vento solar nas magnetosferas terrestres sob várias orientações do FMI.

Atmosferas

O vento solar afeta outros raios cósmicos que entram, interagindo com as atmosferas planetárias. Além disso, os planetas com uma magnetosfera fraca ou inexistente estão sujeitos à remoção atmosférica pelo vento solar.

Vênus , o planeta mais próximo e semelhante à Terra, tem uma atmosfera 100 vezes mais densa, com pouco ou nenhum campo geomagnético. As sondas espaciais descobriram uma cauda semelhante a um cometa que se estende até a órbita da Terra.

A própria Terra é amplamente protegida do vento solar por seu campo magnético , que desvia a maioria das partículas carregadas; no entanto, algumas das partículas carregadas estão presas no cinturão de radiação de Van Allen . Um número menor de partículas do vento solar consegue viajar, como se em uma linha de transmissão de energia eletromagnética, para a alta atmosfera e ionosfera da Terra nas zonas aurorais. O único momento em que o vento solar é observável na Terra é quando ele é forte o suficiente para produzir fenômenos como a aurora e tempestades geomagnéticas . Auroras brilhantes aquecem fortemente a ionosfera, fazendo com que seu plasma se expanda na magnetosfera, aumentando o tamanho da geosfera plasmática e injetando matéria atmosférica no vento solar. Tempestades geomagnéticas ocorrem quando a pressão dos plasmas contidos dentro da magnetosfera é suficientemente grande para inflar e, assim, distorcer o campo geomagnético.

Embora Marte seja maior que Mercúrio e quatro vezes mais distante do Sol, acredita-se que o vento solar destruiu até um terço de sua atmosfera original, deixando uma camada 1/100 da densidade da Terra. Acredita-se que o mecanismo para essa decapagem atmosférica seja o gás capturado nas bolhas do campo magnético, que são arrancadas pelo vento solar. Em 2015, a missão da NASA Mars Atmosphere and Volatile Evolution ( MAVEN ) mediu a taxa de remoção atmosférica causada pelo campo magnético transportado pelo vento solar à medida que ele passa por Marte, o que gera um campo elétrico, assim como uma turbina na Terra pode ser usada para gerar eletricidade. Este campo elétrico acelera átomos de gás carregados eletricamente, chamados íons, na atmosfera superior de Marte e os atira para o espaço. A missão MAVEN mediu a taxa de remoção atmosférica em cerca de 100 gramas (≈1 / 4 lb) por segundo.

Luas e superfícies planetárias

Experiência SWC da Apollo
Experiência de composição do vento solar de Apollo na superfície lunar

Mercúrio , o planeta mais próximo do Sol, suporta todo o impacto do vento solar e, como sua atmosfera é vestigial e transitória, sua superfície é banhada por radiação.

Mercúrio tem um campo magnético intrínseco, portanto, em condições normais do vento solar, o vento solar não pode penetrar sua magnetosfera e as partículas só atingem a superfície nas regiões das cúspides. Durante as ejeções de massa coronal, no entanto, a magnetopausa pode ser pressionada contra a superfície do planeta e, nessas condições, o vento solar pode interagir livremente com a superfície planetária.

A Lua da Terra não tem atmosfera ou campo magnético intrínseco e, conseqüentemente, sua superfície é bombardeada com o vento solar pleno. As missões do Projeto Apollo implantaram coletores passivos de alumínio em uma tentativa de amostrar o vento solar, e o solo lunar devolvido para estudo confirmou que o regolito lunar é enriquecido em núcleos atômicos depositados do vento solar. Esses elementos podem ser recursos úteis para as colônias lunares.

Limites externos

Um infográfico com as regiões externas da heliosfera com base nos resultados da espaçonave Voyager

O vento solar "faz uma bolha" no meio interestelar (o hidrogênio e o gás hélio rarefeito que permeiam a galáxia). O ponto em que a força do vento solar não é mais grande o suficiente para empurrar de volta o meio interestelar é conhecido como heliopausa e é frequentemente considerado a fronteira externa do Sistema Solar. A distância até a heliopausa não é conhecida com precisão e provavelmente depende da velocidade atual do vento solar e da densidade local do meio interestelar, mas está muito fora da órbita de Plutão . Os cientistas esperam obter uma perspectiva sobre a heliopausa a partir de dados adquiridos por meio da missão Interstellar Boundary Explorer (IBEX), lançada em outubro de 2008.

O fim da heliosfera é apontado como uma das formas de definir a extensão do Sistema Solar, junto com o Cinturão de Kuiper e, finalmente, o raio no qual a influência gravitacional do Sol é igualada por outras estrelas. A extensão máxima dessa influência foi estimada entre 50.000 UA e 2 anos-luz, em comparação com a borda da heliopausa (a borda externa da heliosfera), que foi detectada em cerca de 120 UA pela espaçonave Voyager 1 .

A espaçonave Voyager 2 cruzou o choque mais de cinco vezes entre 30 de agosto e 10 de dezembro de 2007. A Voyager 2 cruzou o choque cerca de um Tm mais perto do Sol do que a distância de 13,5 Tm onde a Voyager 1 encontrou o choque final. A espaçonave moveu-se para fora através do choque de terminação para a heliosheath e para a frente em direção ao meio interestelar .

Eventos notáveis

  • De 10 a 12 de maio de 1999, a nave espacial Advanced Composition Explorer (ACE) e WIND da NASA observou uma redução de 98% na densidade do vento solar. Isso permitiu que elétrons energéticos do Sol fluíssem para a Terra em feixes estreitos conhecidos como " strahl ", o que causou um evento altamente incomum de "chuva polar", em que uma aurora visível apareceu sobre o Pólo Norte. Além disso, a magnetosfera da Terra aumentou entre 5 e 6 vezes seu tamanho normal.
  • Em 13 de dezembro de 2010, a Voyager 1 determinou que a velocidade do vento solar, em sua localização a 10,8 bilhões de milhas (17,4 bilhões de quilômetros) da Terra, havia diminuído para zero. “Chegamos ao ponto em que o vento do Sol, que até agora sempre teve um movimento para fora, não está mais se movendo para fora; está apenas se movendo lateralmente para que possa acabar descendo pela cauda da heliosfera, que é um objeto em forma de cometa ", disse o cientista do projeto Voyager Edward Stone.

Veja também

Referências

Leitura adicional

Fox, Karen C. (2012) "NASA Study Using Cluster Reveals New Insights Into Solar Wind" NASA.

S.Cuperman e N. Metzler, Papel das flutuações no campo magnético interplanetário na condução de calor no Vento Solar.J.Geophys. Res. 78 (16), 3167-3168, 1973.

S. Cuperman e N. Metzler. Astrophys. J., 182 (3), 961–975, 1973.

S. Cuperman e N. Metzler, solução de equações do modelo de 3 fluidos com coeficientes de transporte anômalos para o vento solar silencioso. Astrophys.J., 196 (1) 205–219, 1975

S. Cuperman, N. Metzler e M. Spygelglass, confirmação de soluções numéricas conhecidas para as equações do vento solar silencioso. Astrophys. J., 198 (3), 755–759, 1975.

S.Cuperman e N. Metzler, magnitude relativa das velocidades de fluxo de partículas alfa e prótons em 1AU. Astrophys. and Space Sci. 45 (2) 411–417,1976.

N. Metzler. Um modelo multifluido para ventos estelares. Proceedings of the LDde Feiter Memorial Symposium on the Study of Traveling Interplanetary Phenomena. AFGL-TR-77-0309, Comando de Sistemas da Força Aérea, USAF, 1978.

N. Metzler e M. Dryer, uma solução autoconsistente do modelo de três fluidos do Vento Solar. Astrophys. J., 222 (2), 689-695, 1978.

S. Cuperman e N. Metzler, comentários sobre a aceleração do vento solar He ++ 3 efeitos das interações ressonantes e não ressonantes com ondas transversais. J. Geophys. Res. 84 (NA5), 2139-2140 (1979)

N. Metzler, S. Cuperman, M. Dryer e P. Rosenau, um modelo de dois fluidos dependente do tempo com condução térmica para Vento Solar. Astrophys. J., 231 (3) 960–976, 1979.

links externos