Podstawy lotów kosmicznych
advertisement
Przełożył z angielskiego Piotr Piekraczyk [email protected] [email protected] Tekst oryginalny: http://solarsystem.nasa.gov/basics/index.php Podstawy lotów kosmicznych Rozdział 1. Układ Słoneczny Cele: Po zakończeniu tego rozdziału, będziesz w stanie sklasyfikować obiekty w Układzie Słonecznym, podać ich odległości w jednostkach czasu świetlnego, opisać Słońce jako typową gwiazdę, porównać udział masy obiektów w Układzie Słonecznym, porównać planety typu skalistego i Jowiszowe. Będziesz w stanie odróżnić planety wewnętrzne od zewnętrznych, planety karłowate od klasycznych, opisać planetoidy oraz komety, pas Kuipera i Obłok Oorta. Będziesz w stanie opisać środowisko, w którym znajduje się Układ Słoneczny. Układ Słoneczny jest tematem badań ludzi od zarania dziejów. Przez prawie cały ten czas, ludzie musieli polegać na długoterminowych, pośrednich obserwacjach kosmicznych obiektów. Dla wszystkich badaczy, zarówno z czasów prehistorycznych, antycznych jak i bardziej nam współczesnych, obserwacje były prowadzone w zakresie światła widzialnego. Dopiero w XX wieku, ludzie odkryli sposoby korzystania z pozostałego zakresu widma elektromagnetycznego. Fale radiowe, które możemy odbierać bezpośrednio na Ziemi, są używane do badania ciał niebieskich od 1931 roku. Począwszy od zapoczątkowanych w 1957 roku lotów kosmicznych, instrumenty działające w przestrzeni kosmicznej, były w stanie wznieść się ponad ograniczająca obserwację atmosferę ziemską, tym samym mogąc rozpocząć prowadzenie obserwacji nie tylko w zakresie światła widzialnego i fal radiowych, ale praktycznie w całym spektrum widma elektromagnetycznego. Co więcej, obecnie instrumenty badawcze wędrują na pokładach sond do wielu odległych obiektów Układu Słonecznego, tym samym będąc w stanie prowadzić bezpośrednie pomiary ich właściwości fizycznych oraz dynamikę zmian z bardzo bliskiej odległości. XXI wiek stał się wiekiem zawrotnie postępującej znajomości Układu Słonecznego. Ilustracja 1: Geocentryczny system według Tycho Brahe (1546-1601), pokazujący Księżyc i Słońce krążący wokół Ziemi, podczas gdy Merkury, Wenus, Mars, Jowisz i Saturn, krążą wokół Słońca. Układ Słoneczny składa się z przeciętnej gwiazdy, którą nazywamy Słońcem, jego "bańki" czyli heliosfery, która to składa się z cząstek oraz pola magnetycznego pochodzących ze Słońca, czyli ośrodka międzyplanetarnego, obiektów krążących wokół Słońca zaczynając od najbliższego jakim jest planeta Merkury, a kończąc na kometach znajdujących się w odległości ści niemal roku świetlnego. świetlnego Rok świetlny, jest odległością jaka pokonuje promień światła w ciągu roku, poruszając się z prędkością niemal 300 tysięcy kilometrów na sekundę. Obiekty, które krążą wokół Słońca, są podane różnorakiej klasyfikacji i nazewnictwu, niektóre z nich pokrywają się. Planety Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn były znane już w starożytności (choć sama Ziemia nie mogła być uznana za planetę, aż do publikacji Mikołaja Kopernika w 1543 roku). Planety Uran i Neptun, widoczne tylko przy pomocy teleskopów, zostały odkryte, odpowiednio w 1781 i 1846 roku. Wiele z tych planet, posiadają swój własny orszak różnorakich satelitów lub księżyców. W 1801 roku, został odkryty obiekt krążący wokół Słońca, pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza. Był on zwiastunem kolejnej, nowej planety naszego układu. Wkrótce potem, zostało odkrytych znacznie więcej obiektów tego typu w tym samym obszarze Układu Słonecznego. Sklasyfikowano je jako "asteroidy" lub "małe planety". Istnieje wiele klas asteroid, o których będzie się można w dalszej części rozdziału. Cztery wewnętrzne planety, znane jako skaliste, są klasyfikowane jako planety typu ziemskiego. Natomiast cztery zewnętrzne planety, czyli Jowisz, Saturn, Uran i Neptun, to gazowe olbrzymy, składające się głównie z wodoru i helu, zawierające mały, stały rdzeń. Są one również nazywane planetami jowiszowymi. W 1930 roku, został odkryty obiekt, który okrążał Słońce poza orbitą Neptuna. Nadano mu nazwę Pluton. Jego bardzo eliptyczna orbita, okazała się być odchylona aż o 17 stopni od ekliptyki, co było odkryciem bez precedensu w tamtych czasach. Podobnie jak pierwsza asteroida, był zwiastunem nowej planety. Niedługo później, w wieku coraz to potężniejszych teleskopów, zaczęliśmy się dowiadywać, że Pluton był dopiero pierwszym, z wielu podobnych mu obiektów odkrywanych w tym obszarze przestrzeni. Tak więc, w 2006 roku, Międzynarodowa Unia Astronomiczna podjęła się zdefiniowania pojęcia planety po raz pierwszy. Pluton został ponownie sklasyfikowany, jako jedna z pięciu planet karłowatych, z których kolejnym jest Ceres, czyli pierwsza odkryta asteroida. Obiekty okrążające Słońce poza Neptunem, nazywane są obiektami transneptunowymi, (ang. trans-Neptunian object – TNO). Planeta karłowata Pluton, oraz trzy inne inne planety karłowate czyli Haumea, Makemake i Eris (znane od początku 2013 roku) znajdujące się w tym rejonie, są nazywane plutoidami. Wymienione ciała niebieskie, oraz wiele innych obiektów, należą do rozległego Pasa Kuipera. Składa się z materiału pozostałego po procesie formowania innych planet (patrz komety w dalszej części). Obiekty pasa Kuipera (KBO) nigdy nie były narażone na wysokie temperatury oraz promieniowanie słoneczne pochodzące z centrum Układu Słonecznego. Pozostają one przykładem pierwotnego materiału, pochodzącego z początkowych etapów ewolucji Układu Słonecznego, a jaki widzimy obecnie, wliczając w to żywe organizmy. Obecnie sonda New Horizons, jest w drodze do kolejnego obiektu KBO, po tym jak w roku 2015 przeleciała obok Plutona. Odkrycie obiektu transneptunowego (TNO) o nazwie Sedna, będącego ciałem mniejszym od Plutona, spotkała się z dużym zainteresowaniem naukowców ze względu na jego bardzo odległą i wydłużoną orbitę. Sedna w swoim najbliższym Słońcu punkcie (peryhelium), zbliża się na odległość 76,4 AU (AU-jednostka astronomiczna, oznacza odległość między Ziemią a Słońcem), to jest ponad dwukrotnie dalej niż Neptun. Sedna porusza się w okół Słońca po orbicie o czasie obiegu 12000 lat, i znajduję się obecnie w odległości 961 AU od Słońca. Zrozumienie genezy jej niezwykłej orbity, może przynieść cenne informacje na temat pochodzenia i wczesnych etapów ewolucji Układu Słonecznego. Niektórzy astronomowie uważają, że może to być pierwszy znany obiekt wywodzący się z Obłoku Oorta. Obłok Oorta to hipotetyczny, kulisty rezerwuar jąder komet. Większość z tych ciał, krążyłaby w przybliżeniu 50,000 AU, (prawie roku świetlnego) od Słońca. Jak dotąd, brak jest bezpośrednich, potwierdzonych obserwacji obłoku Oorta. Astronomowie jednak uważają, że jest on źródłem wszystkich długookresowych komet, dostających się do wewnętrznej części Układu Słonecznego, w momencie, gdy ich orbity zostają zakłócone. Z kosmicznej perspektywy Przestrzeń międzygwiazdowa, jest termin opisującym przestrzeń, znajdującą się pomiędzy gwiazdami w galaktyce. Najbliższy znany sąsiad Słońca, to czerwony karzeł o nazwie Proxima Centauri. Znajduje on się w odległości około 4,2 roku świetlnego od Słońca. Zaczęliśmy zdawać sobie sprawę z faktu, że wiele gwiazd prócz naszego Słońca, posiada własne systemy planetarne. Nazywane są one planetami pozasłonecznymi lub egzoplanetami. Do styczniu 2013 roku, astronomowie odkryli w sumie 809 planet krążących wokół innych gwiazd. Liczba ta wciąż wzrasta, z około 500 planet pozasłonecznych, odkrytych do lutego 2011 roku. Większość znanych nam egzoplanet, to gazowe olbrzymy podobne do Jowisza. Wczesne metody detekcji pozasłonecznych planet, sprzyjały wykrywaniu bardziej masywnych obiektów. Większość z nich jest stosunkowo blisko, w odległościach do 5000 lat świetlnych, chociaż jeden z kandydatów na egzoplanetę odkryty we wrześniu 2005 roku, znajduje się w odległości 17000 lat świetlnych i został odkryty za pomocą metody mikrosoczewkowania grawitacyjnego [Na dzień 01.01.2016 roku, potwierdzono istnienie 2061 egzoplanet]. Cały nasz Układ Słoneczny, wraz ze wszystkimi lokalnymi gwiazdami, można zobaczyć na czystym, nocnym niebie. Znajduje się on w jednym z ramion spiralnych naszej galaktyki, znanym jako ramię Oriona. Jest to jedno z ramion okrążających super masywną czarną dziurę, znajdującą się w gęstej gromadzie gwiazd w centrum naszej galaktyki, w odległości około 26.000 (± 1400) lat świetlnych od nas. Nasz Układ Słoneczny, obiega centrum galaktyki raz na około 250 milionów lat. Zaobserwowano, że gwiazdy znajdujące się bardzo blisko zgrubienia centralnego, poruszają się po orbitach keplerowskich, o okresach obiegu krótszych niż 15,2 roku. Ten spiralny dysk, który nazywamy Drogą Mleczną, zawiera około 200 miliardów gwiazd, tysiące gigantycznych chmur gazu i pyłu, oraz ogromne ilości tajemniczej, ciemnej materii. Obraz po prawej stronie, przedstawia galaktykę znaną jako M100, która jest podobna do naszej Galaktyki. Droga Mleczna posiada dwie, małe galaktyki, krążące w jej pobliżu, które są widoczne z południowej półkuli Ziemi. Są one nazywane Wielkim Obłokiem Magellana i Małym Obłokiem Magellana. Nasza Galaktyka, jest jedną z miliardów znanych galaktyk, i podróżuje ona przez przestrzeń międzygalaktyczną. W skali kosmicznej, wszystkie galaktyki zwyczajowo oddalają się od siebie. Jednakże galaktyki pozostające względnie blisko siebie, mogą oddziaływać na siebie grawitacyjnie, co może skutkować dodatkowym, lokalnym ruchem wzajemnym w kierunkach do i od siebie. Oprócz swojej prędkości orbitalnej wokół centrum Galaktyki (250-300 km/s), Słońce i jego system planetarny wędrują przez lokalną przestrzeń międzygwiazdową z prędkością około 100 tysięcy kilometrów na godzinę. W czasie tej podróży, wstępują oraz opuszczają różne lokalne chmury gazu, w skali czasowej, którą można określić, mniej więcej raz na kilka tysięcy do milionów lat. Nasz Układ Słoneczny, jest otoczony ciepłą, częściowo zjonizowaną chmurą gazu, zwaną lokalnym obłokiem międzygwiazdowym. Podobnie jak większość obłoków, tak i ten składa się z gazu. Skład obłoku, to w około 90% wodór i w 10% hel. Dodatkowo, około 1% masy obłoku stanowi pył. Przybliżone warunki panujące w Galaktyce Obszar przestrzeni międzygwiezdnej w naszej Galaktyce Gęstość materii, Atom / cm3 Temperatura,* Stopnie Kelvina 5 10,000 0.3 7,000 Bąbel Lokalny < 0.001 1,000,000 Typowy obłok gwiazdotwórczy >1,000 100 Wewnątrz naszej Heliosfery, W pobliżu Ziemi Lokalny obłok międzygwiazdowy w naszej heliosferze Najlepsza laboratoryjna próżnia Atmosfera w pomieszczeniu 1000 2.7 X 1019 288 *Temperatury w odniesieniu do cząsteczek znajdujących się w próżni zbliżonej do kosmicznej. Duże masy fizyczne, takie jak statki kosmiczne, asteroidy, itp nie mają wpływu na temperatury cząstek w przestrzeni. Temperatury dużych i masywnych obiektów, są zdominowane przez światło słoneczne ogrzewające obiekt lub cień w którym się znajdują. Poza naszą Galaktyką, w międzygalaktycznej przestrzeni, gęstość materii spada do jednego atomu/cząsteczki na metr sześcienny (10-6 / cm3). Ruch w Układzie Słonecznym Słońce oraz wszystkie planety Układu Słonecznego obracają się wokół ich własnych osi. Dzieje się tak dlatego, że wszystkie powstały z tego samego, rotującego dysku. Planety, większość ich satelitów i asteroidy, wszystko to kręci się wokół Słońca w tym samym kierunku, w jakim obraca się Słońce, po niemal prawie kołowych orbitach. Planety krążą wokół Słońca niemal w tej samej płaszczyźnie, zwanej ekliptyką (zaćmienia są właśnie powodowane, przez ruch ciał w tej samej płaszczyźnie). Początkowo traktowana jako dziewiąta planeta, Pluton zawsze był szczególnym przypadkiem, albowiem jego orbita jest bardzo odchylona od ekliptyki (inklinacja 17 stopni) i bardzo eliptyczna. Dziś uznajemy go za planetę karłowatą, a także obiekt Pasa Kuipera. Większość planet obraca się w płaszczyźnie po której krążą wokół Słońca lub w jej pobliżu, ponieważ powstały z tego samego, rotującego pyłowego dysku. Wyjątkiem jest Uran, który najprawdopodobniej w wyniku zderzenia z innym obiektem, obraca się wokół własnej osi niemal prostopadle (na boku) do ekliptyki. Odległości w Układzie Słonecznym Najczęściej używaną jednostka miary odległości w Układzie Słonecznym jest jednostka astronomiczna (AU). AU jest oparta na średniej odległości od Słońca do Ziemi, czyli około 150.000.000 km. Dokładna wartość UA została zmierzona w 1960 roku za pomocą Deep Space Network, przy pomocy pomiaru echa radarowego odbitego od planety Wenus. Pomiar ten był ważny, ze względu na nawigację statków kosmicznych, które były zależne od dokładności z jaką obliczono AU. Innym sposobem na określenie odległości w obrębie Układu Słonecznego, jest dystans pokonany przez światło w jednostce czasu. Odległości w Układzie Słonecznym, wydają się być ogromnymi w porównaniu do naszych ziemskich podróży, tymczasem w skali kosmicznej, są niewielkie. Dla porównania, Proxima Centauri czyli najbliższa nam gwiazda poza Słońcem, znajduje się około 4,2 roku świetlnego, to jest 265.000 AU od Słońca. Czas świetlny Średni dystans Przykład 3 sekundy 900,000 km ~ czas podróży z Ziemi na Księżyc i z powrotem 3 minuty 54,000,000 km ~ dystans Słońce - Merkury 8.3 minuty 149,600,000 km Dystans Słońce – Ziemia (1 AU) 1 godzina 1,000,000,000 km ~ 1.5 x odległość Słońce - Jowisz 17 godzin 123 AU Odległość do sondy Voyager-1 (grudzień, 2012) 1 rok ~ 63,000 AU Rok świetlny 4.2 roku świetlnego ~ 265,000 AU Najbliższa gwiazda (Proxima Centauri) Temperatura planet i innych obiektów w Układzie Słonecznym, jest na ogół wyższa w pobliżu Słońca i stopniowo spada, wraz z oddalaniem się w kierunku granic Układu Słonecznego. Temperatura plazmy o niskiej gęstości czyli naładowanych cząstek, zwykle jest wysoka i zawiera się w przedziałach tysięcy stopni Kelvina. Tabela poniżej przedstawia referencyjne wartości temperatur w Układzie Słonecznym. Pokazuje przykłady oraz porównuje temperaturę obiektów i warunków od zera absolutnego poprzez temperatury planet, gwiazd i innych obiektów. Temperatura w stopniach Kelvin'a (K) Temperatura w stopniach Celsius'a (C) Temperatura w stopniach Fahrenheit'a (F) 0 -273.15 -459.67 Zero absolutne Kilka pikokelvinów -273.15~ -459.67~ Najniższa temperatura osiągnięta w laboratorium 2.725 -270.5 -454.8 Mikrofalowe promieniowanie tła 4.2 -268.95 -452.11 Ciekły hel 14.01 -259.14 -434.45 Temperatura topnienia stałego wodoru 20.28 -252.87 -423.16 Płynny wodór Przykłady Powierzchnia Trytona, jednego z księżyców Urana 35 -235 -390 63.17 -209.98 -345.96 72 -201 -330 Neptun - atmosfera na poziomie ciśnienia 1-bar 76 -197 -323 Uran - atmosfera na poziomie ciśnienia 1-bar 77.36 -195.79 -320.42 90 -180 -300 90.188 -182.96 -297.33 100 -175 -280 Powierzchnia Merkurego w nocy 134 -139 -219 Saturn -atmosfera na poziomie ciśnienia 1-bar 153 -120 -184 Powierzchnia Marsa w nocy 165 -108 -163 Jowisz- atmosfera na poziomie ciśnienia 1-bar 195 -78.15 -108.67 Zamarzający dwutlenek węgla ("suchy lód") 273.15 0.0 32.0 288 15 59 288.15 15.0 59.0 Typowa temperatura pokojowa 373.15 100 212 Gotująca się woda 600.46 327.31 621.16 635 362 683 Temperatura powierzchni Venus 700 425 800 Temperatura powierzchni Merkurego w dzień 750 475 890 Temperatura górnej części atmosfery Urana 1,337.58 1,064.43 1,947.97 Topniejące złoto 1,700 1,400 2,600 Płomień świecy 3,500 3,200 5,800 Betelgeza (gwiazda czerwony gigant) fotosfera 3,700 3,400 6,700 Plama na Słońcu 5,700 5,400 9,800 Fotosfera Słońca 7,000 7,000 12,000 Gaz w żarówce neonowej 8,000 8,000 14,000 Szacowana temperatura ośrodka międzygwiezdnego 10,000 10,000 18,000 Fotosfera Syriusza Temperatura topnienia stałego azotu Ciekły azot Powierzchnia Tytana, jednego z księżyców Saturna Płynny tlen Topniejący lód Temperatura powierzchni Marsa w dzień Topniejąca ołów (niebiesko biała gwiazda) 15,000 15,000 27,000 Jądro Saturna 30,000 30,000 54,000 Jądro Jowisza 100,000 - 2,000,000 100,000 - 2,000,000 180,000 - 3,600,000 Plazma heliosfery 2,000,000 2,000,000 3,600,000 Korona Słoneczna 15,000,000 15,000,000 27,000,000 Jądro Słoneczne 100,000,000,000 4,000,000,000,000 ( 100 billion; ( 4 trillion; 1011 ) Supernova 4 X 1012 ) Kwarkowo-gluonowa plazma Temperatury wrzenia i topnienia są ukazane dla ciśnienia 1 atmosfery. Wartości dla gwiazd, górnych warstw atmosfery planet, powierzchni itp, są wartościami przybliżonymi. Przelicznik temperatur K = °C + 273.15 °C = (5/9) X (°F-32) °F = ( 9/5) X °C+32 -40°F = -40°C Słońce Słońce jest typową gwiazdą. Jego klasyfikacja widmowa to "G2 V". Część G2 w zasadzie oznacza, że jest to żółto-biała gwiazda, a rzymska V oznacza, że gwiazda należy do gwiazd "ciągu głównego". Jest typem karła (zdecydowanie najczęściej spotykany), w przeciwieństwie do nadolbrzymów lub sub-karłów. Fakt, że Słońce jest dominującym źródłem energii dla procesów na Ziemi, w tym podtrzymujących życie, sprawia, że jest przedmiotem dużego zainteresowania naukowców. Można zobaczyć kilka znakomitych, bieżących obrazów słońca widzianych dzięki instrumentom znajdującym się na pokładzie sondy SOHO (Solar & Heliospheric Observatory). Jest to widok Słońca widziany z punktu L1 Lagrange, znajdującego się pomiędzy Ziemią a Słońcem. Obraz Słońca na zdjęciu po prawej, pochodzi z sondy SOHO i składa się z połączonych trzech długości fal w dalekim ultrafiolecie. Para sond STEREO, zapewnia możliwość badania Słońca w trzech wymiarach. Jeden ze statków kosmicznych STEREO-A, znajduje się w pobliżu orbity słonecznej Ziemi, którą wyprzedza, natomiast druga sonda, STEREO-B, pozostaje w tyle, podążając za Ziemią. Najnowsze zdjęcia z tej misji można znaleźć tutaj. Masa: Ze względu na ogromną masę, Słońce dominuje w polu grawitacyjnym Układu Słonecznego. Ruch wszystkich obiektów w promieniu kilku lat świetlnych od Słońca, jest zdominowany przez masę Słońca. Na masę Słońca szacowaną na 1.98892 X 1030 kilogramów, czyli około 333.000 mas Ziemi, przypada ponad 99 procent masy Układu Słonecznego. Planety, które powstały z tego samego dysku materiału z którego zostało stworzone Słońce, zawierają niewiele ponad jedną dziesiątą procenta masy Układu Słonecznego. Rozkład masy w Układzie Słonecznym 99.85% Słońce 0.135% 8 klasycznych planet Komety Obiekty Pasa Kuipera Satelity planet 0.015% Planety karłowate Asteroidy Meteoroidy Medium międzyplanetarne Mimo, iż planety stanowią jedynie niewielką część masy Układu Słonecznego, zachowują one większość momentu pędu całego Układu Słonecznego. Ten potencjał pędu, może być wykorzystywany przez sondy międzyplanetarne, poprzez tak zwane "asysty grawitacyjne". Fuzja: Grawitacji Słońca tworzy w swoim jądrze ekstremalne ciśnienie oraz temperaturę, która utrzymuje reakcję termojądrową fuzji jąder wodoru, wskutek której powstają jądra helu. Reakcja ta konwertuje masę na energię, w wielkości około 4 miliardów kilogramów na sekundę. Daje to ogromne ilości energii, powodując tym samym, że stan całej materii Słońca utrzymuje się w stanie plazmy i gazu. Reakcje termojądrowe zostały zapoczątkowane około 5 miliardów lat temu w jądrze Słońca i prawdopodobnie będą utrzymywały się przez kolejne 5 miliardów lat. Energia wytwarzana w słonecznym rdzeniu ma ponad milion lat, albowiem średnio tyle potrzebuje by dotrzeć do powierzchni i zostać wyemitowana pod postacią światła i ciepła. Nasza gwiazda zmienia się nieznacznie w cyklach 11-letnich, w których zmienia się liczba plam słonecznych. Słoneczne fale dźwiękowe są najczęściej uwięzione wewnątrz Słońca. Załamują się pod wpływem gorącego rdzenia, a następnie są odbijane pomiędzy różnymi częściami fotosfery. Poprzez monitorowanie wibracji powierzchni Słońca, możemy sondować gwiazdowe wnętrze w taki sam sposób, w jaki robią to geologowie wykorzystując fale sejsmiczne powstałe podczas trzęsienia ziemi, aby badać wnętrze naszej planety. Nauka ta nazwana została heliosejsmologią. Rotacja: Słońce obraca się wokół własnej osi ze średnim okresem około 25,4 dni. Okres ten jest przyjęty dla wartość 16 ° stopni słonecznej szerokości geograficznej. Ponieważ Słońce jest ciałem gazowym, jego materia nie obraca się jednolicie. Ta broszura opisuje, jak rotacja materii zmienia się wraz z szerokością geograficzną Słońca. Słoneczna materia, na bardzo wysokich słonecznych szerokościach geograficznych, potrzebuje ponad 30 dni aby wykonać pełny obrót wokół osi Słońca. Oś Słońca jest przechylona o 7,25 stopnia do płaszczyzny orbity Ziemi, co powoduje możliwość zobaczenia większej ilości północnego regionu polarnego Słońca każdego września, oraz większej części jej południowego regionu w marcu. Pole magnetyczne: Magnetyzm powstaje w Słońcu, jako strumień naładowanych cząstek - jonów i elektronów. Plamy słoneczne są nieco chłodniejszymi miejscami i są widoczne na fotosferze (jasnej powierzchni Słońca) i są miejscami, gdzie bardzo silne pole magnetyczne przebija się przez powierzchnię fotosfery. „Wzniesienia”, które wydają się unosić nad fotosferą, są powodowane i podtrzymywane przez pole magnetyczne. Wszystkie serpentyny i finezyjne pętle widoczne w koronie (wydłużona, górna część atmosfery Słońca), są też kształtowane przez pole magnetyczne, które są powodem powstawania niemal każdego tworu na Słońcu i ponad nim. Nie jest niczym zaskakującym, że pole magnetyczne Słońca przenika całą przestrzeń międzyplanetarną. Wpływa ono na sposób, w jaki poruszają się naładowane cząsteczki (promienie kosmiczne, słoneczne cząstki energetyczne, a nawet międzygwiezdne ziarna pyłu) przez heliosferę. Powtarzający się 11-sto letni cykl aktywności plam słonecznych, jest częścią większego, 22-letniego cyklu "Hale". W pierwszej połowie 22-letniego cyklu, magnetyczny biegun północny Słońca, znajduje się na półkuli północnej. Podobnie wygląda sytuacja z magnetycznym biegunem południowym, który jest na półkuli południowej. Tuż po szczycie cyklu plam słonecznych (maksimum słonecznego), po około 11 latach w cyklu, bieguny zamieniają się miejscami, tym samym powodując, że magnetyczna północ znajduje się na półkuli południowej. Koronalne wyrzuty masy: Koronalne wyrzuty masy (CME), są to ogromne, magnetyczne bańki plazmy, które rozszerzają się wraz z oddalaniem się od Słońca, przy prędkościach sięgających 2000 km na sekundę. Pojedynczy wyrzut masy, może zawierać do dziesięciu miliardów ton (1013 kilogramów) plazmy. Dawniej uważano, że koronalne wyrzuty masy, były inicjowane przez słoneczne rozbłyski. Pomimo, iż niektórym wyrzutom towarzyszą rozbłyski, obecnie wiadomo, że większość koronalnych wyrzutów masy, nie jest związanych ze słonecznymi rozbłyskami. W momencie dotarcia do Ilustracja 2: Kliknij naszej planety CME, może on powodować zmiany w polu aby obejrzeć 11-sto magnetycznym Ziemi, które z kolei mogą mieć destrukcyjny wpływ letni cykl słoneczny. na infrastrukturę dystrybucji energii elektrycznej, powodowany przez niepożądaną indukcję elektryczną. Tu możemy zobaczyć wspaniały film pochodzący z satelity SOHO. Film przedstawia koronalne wyrzuty masy w sierpniu 1999 roku. Ruch gwiazd znajdujących się za Słońcem, jest spowodowany zmianą położenia obserwatorium SOHO, podążającym wraz z Ziemią. Wiatr słoneczny: Strumienie wiatru słonecznego rozchodzą się od Słońca, we wszystkich kierunkach. Źródłem wiatru słonecznego, jest gorąca korona słoneczna, której temperatura jest tak wysoka, że grawitacja Słońca nie jest w stanie powstrzymać ucieczki materiału. Pomimo, iż wiemy dlaczego tak się dzieje, dokładne szczegóły o tym jak i gdzie dokładnie przyspieszane są gazy korony słonecznej, jest przedmiotem prowadzonych obecnie badań. Wiatr słoneczny wieje najszybciej w czasie, gdy cykl plam słonecznych znajduje się na minimalnym poziomie. Spowodowane jest to mniejszą ilością turbulencji w koronie, które powodują jego spowolnienie. Omówienie efektów powodowanych przez wiatr słoneczny znajduje się w dalszej części artykułu. Nasz bąbel przestrzeni międzyplanetarnej „Próżnia” przestrzeni międzyplanetarnej, obejmuje duże ilości emitowanej przez Słońce energii, międzyplanetarnego oraz międzygwiezdnego pyłu (mikroskopijne cząstki stałe) oraz gazu i wiatru słonecznego. Wiatr słoneczny został odkryty przez Eugene Parker'a w 1958 roku. Jest to przepływ lekkich jonów i elektronów (które są nośnikami plazmy słonecznej) wyrzucanej ze Słońca). Wiatr słoneczny przepływa z kierunku naszej centralnej gwiazdy, w kierunku granic Układu Słonecznego z prędkością około 400 km/s (około 1 mln mil na godzinę) w pobliżu orbity Ziemi. Sonda kosmiczna Ulysses odkryła, że wiatr ten w przybliżeniu podwaja swoją prędkość w wysokich, słonecznych szerokościach geograficznych. Wiatr ten ma widoczny wpływ na warkocze przelatujących w pobliżu Słońca komet. Zdmuchuje on z ich powierzchni zjonizowane cząsteczki, tworząc gazowy warkocz komety (komety posiadają też drugi, pyłowy warkocz), w kierunku przeciwnym do Słońca. Wiatr słoneczny nadmuchuje bańkę, zwaną heliosferą w otaczającym nas ośrodku międzygwiazdowym (ISM). Granica, gdzie wiatr słoneczny pochodzący z naszego Układu Słonecznego napotyka ośrodek międzygwiazdowy (ISM), nazywa się heliopauzą. To miejsce, gdzie spotykają się wiatry słoneczne wiejące z kierunku innych gwiazd. Jest to również miejsce, gdzie kończy się strefa oddziaływania pola magnetycznego, oraz wiatru słonecznego naszej gwiazdy centralnej. Teorie wskazują, że granica ta (heliosfera), może przyjmować kształt łzy, na skutek oddziaływania ośrodka międzygwiazdowego przez który przechodzi nasza gwiazda (patrz rysunek powyżej), tworząc tym samym heliowarkocz, który skierowany jest w kierunku przeciwnym, do kierunku podróży naszego Słońca. Względny ruch Słońca, może tworzyć łuk uderzeniowy, który przez analogię przypomina ślad pozostawiany przez przepływającą łódź. Jest to nadal przedmiotem dyskusji i częściowo zależy od natężenia międzygwiezdnego pola magnetycznego [w 2012 roku hipoteza ta została obalona na podstawie obserwacji sondy IBEX ]. Ale zanim wiatr słoneczny dotrze do heliopauzy, zwalnia on do prędkości poddźwiękowych, tworząc tak zwany szok końcowy. Na rysunku powyżej zaznaczony został jako zielone koło. Jego rzeczywisty kształt jest kulisty lub przypomina niewielką łzę, w zależności od natężenia pola magnetycznego, które na obecną chwilę jest nieznane. Najbardziej odległy obiekt wysłany przez ludzkość czyli sonda Voyager 1, która nadal funkcjonuje, przekroczyła granicę szoku końcowego w grudniu 2004 roku w odległości 94 AU od Słońca. W 2010 roku statek wkroczył do nieznanego środowiska zwanego płaszczem Układu Słonecznego (ang. heliosheath), uważany za przedsionek do heliopauzy. Sonda Voyager 1 porusza się dalej z prędkością 3,6 AU rocznie i ma osiągnąć około 2015 roku heliopauzę, jednocześnie będąc nadal w stanie komunikować się z Ziemią [we wrześniu 2013 roku NASA oficjalnie ogłosiła, że 25 sierpnia 2012 roku, sonda Voyager 1 przekroczyła heliopauzę i znalazła się w przestrzeni międzygwiezdnej]. Na powyższym schemacie, temperatury są przedstawione w zakresie teoretycznym, albowiem nigdy nie zostały faktycznie zmierzone poza granica szoku końcowego. Należy pamiętać, że nawet przy wysokich temperaturach występujących tam cząstek, ich gęstość jest tak niska, że masywne obiekty, takie jak statki kosmiczne nie są w stanie "odczuć" tych temperatur. Temperatura masywnych obiektów w ośrodku o tak małej gęstości, jest zdominowana przez ekspozycje na światło słoneczne oraz cień. Białe linie na powyższym wykresie, oznaczają naładowane Ilustracja 3: Woda płynąca z kranu na cząstki, głównie jony wodoru wiatru powierzchni talerza, przedstawia międzygwiazdowego. Odchylają się one wokół analogię do wiatru słonecznego granicy heliosfery (heliopauzy). Różowa strzałka piętrzącego się w szoku końcowym. pokazuje, gdzie neutralne cząsteczki wnikają w Kliknij, aby animować. heliopauzę. Są to przede wszystkim atomy wodoru i helu, które nie są w większości dotknięte przez pole magnetyczne naszej gwiazdy, znajdują się tam również cięższe ziarna pyłu. Te neutralne cząstki międzygwiezdne, stanowią znaczną część materiału znalezionego w heliosferze. Mały czarny znak + w zielonej okolicy, reprezentuje miejsce, gdzie znajdowała się sonda Voyager 1 w odległości 80 AU od Słońca w styczniu 2001 roku. Wiatr słoneczny zmienia się w 11-sto letnim cyklu słonecznym, ponadto ośrodek międzygwiazdowy nie jest jednolity a więc kształt i rozmiar heliosfery może być zróżnicowany. Pole magnetyczne Słońca jest dominującym polem w heliosferze za wyjątkiem miejsc, gdzie planety Układu Słonecznego posiadają swoje własne pole magnetyczne w bezpośrednim ich otoczeniu. Ilustracja 4: Zdjęcie z teleskopu Hubble'a z lutego 1995ku. Łukowa fala uderzeniowa wokół gwiazdy LL Orionis. Dzięki uprzejmości NASA, Hubble Heritage Team (STScI / AURA). Rzeczywiste właściwości ośrodka międzygwiezdnego (poza heliosferą), w tym siły i kierunki jego pola magnetycznego, są ważne w określaniu wielkości i kształtu heliopauzy. Pomiary, dokonane przez dwie sondy Voyager w regionie poza szokiem końcowym, i które być może będą nadal prowadzone poza heliopauzą jeśli pozwoli na to stan sond, staną się istotne w tworzeniu przyszłych modeli szoku końcowego oraz heliopauzy. Nawet jeśli sondy Voyager będą badać te regiony wyrywkowo, informacje przez nie przesłane, spowodują zasadniczy wzrost naszej wiedzy na temat przyszłych modeli tych odległych granic Układu Słonecznego. Wszelkie uwagi, błędy i spostrzeżenia proszę kierować na adres email podany na początku.
