地球磁気圏の周りの太陽風の流れの想像図
パーカー太陽探査機が観測した太陽風、2018年

太陽風は、太陽の最も外側の大気層であるコロナから放出される荷電粒子の流れです。このプラズマは主に電子、陽子、そして運動エネルギーが太陽風プラズマの成分には、 太陽プラズマで見つかる粒子種の混合物も含まれています。炭素、窒素、酸素、ネオン、マグネシウム、ケイ素、硫黄、鉄などの元素の原子核と、微量の重イオンです。また、リン、チタン、クロム、ニッケルの同位体である58 Ni、60 Ni、62 Niなど、他の原子核や同位体の痕跡もまれに存在します。 [1]太陽風プラズマに重ね合わされているのが、惑星間磁場です。[2]太陽風は、時間と太陽の緯度と経度によって、密度、温度、速度が変わります。太陽風の粒子は、コロナの高温によって生じる高エネルギーのために太陽の重力から逃れることができ、その高温はコロナ磁場の結果です。コロナと太陽風を隔てる境界は、アルヴェン面と呼ばれています。

太陽から数太陽半径以上の距離では、太陽風の速度は太陽風は秒速250～  750kmで超音速[3]であり、高速磁気音波よりも速く移動します。太陽風の流れは、終端衝撃波ではもはや超音速ではありません。その他の関連現象としては、オーロラ（北極光と南極光）、常に太陽から遠ざかる彗星の尾、磁力線の方向を変える可能性のある 磁気嵐などがあります。

歴史

地球からの観測

太陽から地球に向かって流れ出る粒子の存在は、イギリスの天文学者リチャード・C・キャリントンによって初めて示唆された。1859年、キャリントンとリチャード・ホジソンはそれぞれ独立して、後に太陽フレアと呼ばれる現象を初めて観測した。これは太陽面上の突然の局所的な明るさの増加であり、現在では[4]コロナ質量放出として知られる、太陽の大気からの物質と磁束の断続的な放出と関連して頻繁に発生することが知られている。翌日、強力な磁気嵐が観測され、キャリントンは関連があるのではないかと疑った。この磁気嵐は現在、コロナ質量放出が地球近傍空間に到達し、その後地球の磁気圏と相互作用したことに起因するとされている。アイルランドの学者ジョージ・フィッツジェラルドは後に、物質が太陽から定期的に加速されて遠ざかり、数日後に地球に到達していると示唆した[5] 。

太陽風に対する磁気圏の影響を実験室でシミュレーションしました。オーロラのようなビルケランド電流は、真空チャンバー内の磁化された陽極球であるテレラで生成されました。

1910年、イギリスの天体物理学者アーサー・エディントンは、モアハウス彗星に関する論文の脚注で、太陽風の存在を事実上示唆したが、その名前は伏せていた。[6]エディントンの提案は、前年の王立研究所での講演でも同様の提案をしており、その講演では、放出された物質は電子で構成されていると仮定していたが、モアハウス彗星の研究ではイオンであると想定していたにもかかわらず、完全に受け入れられることはなかった。[6]

放出物質がイオンと電子の両方から構成されているという考えは、ノルウェーの科学者クリスチャン・ビルケランドによって初めて提唱されました。[7]彼の地磁気調査は、オーロラ活動がほぼ途切れることなく続いていることを示しました。これらの現象やその他の地磁気活動は太陽からの粒子によって発生しているため、彼は地球が「太陽から放出される電離粒子の放射線」によって絶えず照射されていると結論付けました。[5]彼は1916年に、「物理的な観点から見ると、太陽光線は負の放射線と正の放射線のどちらか一方ではなく、両方の種類の放射線である可能性が高い」と提唱しました。言い換えれば、太陽風は負の電子と正のイオンの両方から構成されているということです。[8] 3年後の1919年、イギリスの物理学者フレデリック・リンデマンも、太陽は電子だけでなく陽子という両極性の粒子を放出しているのではないかと提唱しました。[9]

1930年代頃、科学者たちは太陽コロナの温度は、宇宙空間にまで広がっている様子（皆既日食のときに見られる）から、 100万度はあるはずだと結論づけていた。その後の分光学的研究により、この異常な温度が事実であることが確認された。1950年代半ば、イギリスの数学者シドニー・チャップマンは、その温度におけるガスの特性を計算し、コロナが非常に優れた熱伝導体であることから、地球の軌道を越えて宇宙空間にまで広がっているに違いないと判定した。また1950年代には、ドイツの天文学者ルートヴィヒ・ビアマンが、彗星の尾が、彗星の進行方向に関係なく、常に太陽から遠ざかる方向を向いているという事実に興味を持った。ビアマンは、これは太陽が一定量の粒子を放出し、それが彗星の尾を押しのけるためだと仮説を立てた。[10]ドイツの天文学者パウル・アーネルトは、ウィップル・フェドケ彗星（1942g）の観測に基づいて、太陽風と彗星の尾の方向を関連付けた最初の人物として（ヴィルフリート・シュレーダーによって）評価されている。[11]

アメリカの天体物理学者ユージン・パーカーは、チャップマンのモデルにおける太陽からの熱の流出と、ビアマンの仮説における太陽から吹き飛ばされる彗星の尾は、彼が「太陽風」と名付けた同じ現象の結果に違いないと気づいた。[12] [13] 1957年、パーカーは太陽コロナは太陽の重力に強く引き寄せられるが、非常に優れた熱伝導体であるため、太陽から遠く離れていても依然として非常に高温であることを示した。太陽からの距離が増すにつれて太陽の重力が弱まるため、コロナ外層大気は超音速で星間空間へと逃げることができる。パーカーはまた、太陽の重力の影響が弱まると、流体力学的な流れがラバルノズルと同じ効果を持ち、亜音速から超音速の流れへの移行を引き起こすことに初めて気づいた人物でもある。[14]パーカーの太陽風に関する仮説には強い反対があった。1958年に天体物理学ジャーナルに投稿した論文[14]は2人の査読者に拒否されたが、編集者のスブラマニアン・チャンドラセカールに受け入れられた[15] [16]。

宇宙からの観測

太陽風の発生源として疑われるもの：コロナホール、活動領域、コロナストリーマー

1959年1月、ソ連の宇宙船ルナ1号は、半球状のイオントラップを用いて初めて太陽風を直接観測し、その強度を測定した[17] [18] [19] 。コンスタンチン・グリンガウズ [ru]によるこの発見は、ルナ2号、ルナ3号、そしてより遠方のベネラ1号の測定によって検証された。3年後、アメリカの地球物理学者マルシア・ノイゲバウアーと共同研究者は、マリナー2号を用いて同様の測定を行った[20]。

閉じた磁力線と開いた磁力線を含む太陽コロナ内の太陽風の最初の数値シミュレーションは、1971年にPneumanとKoppによって行われた。定常状態の磁気流体力学方程式は、初期の双極子構成から始めて反復的に解かれた。[21]

1990年、太陽高緯度からの太陽風を観測するためにユリシーズ探査機が打ち上げられました。それ以前の観測はすべて、太陽系の黄道面またはその付近で行われていました。[22]

1990年代後半、SOHO宇宙船に搭載された紫外線コロナ分光計（UVCS）は、太陽の極から噴出する高速太陽風の加速領域を観測し、熱力学的膨張だけでは説明できないほど急速に太陽風が加速していることを発見しました。パーカーのモデルでは、太陽風は光球（表面）から約太陽半径4倍（約300万km）の高度で超音速流へと遷移すると予測されていました。しかし、現在ではその遷移（または「音速点」）ははるかに低く、おそらく光球からわずか太陽半径1倍（約70万km）の高度でしか起こらないことが示唆されています。これは、何らかの別のメカニズムが太陽風を太陽から遠ざける方向に加速させていることを示唆しています。高速太陽風の加速は未だ解明されておらず、パーカーの理論では完全に説明できません。しかし、この加速の重力と電磁気学による説明は、1970年のノーベル物理学賞受賞者であるハンネス・アルヴェンによる以前の論文で詳しく説明されています。[23] [24]

1999年5月10日から12日にかけて、NASAの高度太陽風探査機（ACE）と太陽風探査機WINDは、太陽風密度が98%減少したことを観測しました。これにより、太陽からの高エネルギー電子が「ストラール」と呼ばれる細いビームとなって地球に流れ込み、非常に珍しい「極雨」現象を引き起こしました。この現象では、北極上空に目に見えるオーロラが出現しました。さらに、地球の磁気圏は通常の5～6倍の大きさに拡大しました。[25]

STEREOミッションは、2006年に打ち上げられ、 2つの大きく離れた撮像システムからの立体画像を用いて、コロナ質量放出と太陽コロナを研究しました。各STEREO探査機には、2台の太陽圏撮像素子が搭載されていました。これらは、太陽光と自由電子のトムソン散乱を利用して太陽風そのものを撮像できる高感度広視野カメラです。STEREOの動画は、黄道付近の太陽風が大規模な乱流として現れている様子を明らかにしました。

ボイジャー1号による太陽風粒子の検出率が劇的に減少したことを示すグラフ

2010年12月13日、ボイジャー1号は、地球から108億マイル（174億キロメートル）離れた地点で太陽風の速度がゼロになったことを突き止めました。「これまで常に外向きに動いていた太陽風が、もはや外向きではなく、彗星のような形をした太陽圏の尾部へと流れ込むように横向きに動いているという状況に到達しました」と、ボイジャー計画の科学者エドワード・ストーン氏は述べています。[26] [27]

2018年、NASAはアメリカの天体物理学者ユージン・パーカーにちなんで命名されたパーカー・ソーラー・プローブを打ち上げ、太陽コロナの構造とダイナミクスを調査し、粒子が加熱され太陽風として加速されるメカニズムの解明を目指すミッションを遂行した。7年間のミッション期間中、この探査機は太陽を24周し、周回ごとに近日点を通過してコロナの奥深くまで到達し、最終的には太陽表面から0.04天文単位以内まで接近する。これはNASAの宇宙船が存命人物にちなんで命名された初めてのケースであり、91歳のパーカーは打ち上げの視察に訪れた。[28]

加速機構

初期の太陽風モデルでは、物質の加速は主に熱エネルギーに依存していましたが、1960年代までに、熱加速だけでは太陽風の高速化を説明できないことが明らかになりました。未知の加速メカニズムが必要であり、それは太陽大気の磁場と関連している可能性が高いと考えられています。[29]

太陽のコロナ、つまり拡張外層は、1メガケルビン以上に加熱されたプラズマ領域です。熱衝突の結果、内コロナ内の粒子はマクスウェル分布で表される速度範囲と分布を持ちます。これらの粒子の平均速度は約145 km/s であり、これは太陽からの脱出速度よりはるかに低い。618 km/s。しかし、いくつかの粒子は終端速度に達するのに十分なエネルギーを獲得する。400 km/sの速度で太陽風を供給します。同じ温度で、電子は質量がはるかに小さいため脱出速度に達し、電場を形成してイオンを太陽からさらに加速します。[30]

太陽風によって太陽から運び去られる粒子の総数はおよそ1.3 × 10 36 /秒である。[31]したがって、年間の総質量損失は約 太陽質量の(2–3) × 10-14倍[ 32]、つまり毎秒約130万～190万トンの質量を失っていることになります。これは、1億5000万年ごとに地球と同等の質量を失っていることに相当します。[33]しかし、太陽の形成以来、太陽風によって失われた質量は、初期質量のわずか0.01%程度に過ぎません。[5]他の恒星ははるかに強い恒星風を持ち、その結果、質量損失率は著しく高くなります。

ジェットレット

2023年3月、太陽極端紫外線観測により、小規模磁気リコネクションが太陽風の駆動力となり、ナノフレアの群れとして太陽コロナの底部に短寿命の高温プラズマとアルヴェン波を発生させるジェットレット（ジェット噴流）として遍在的に発生することが示されました。この活動は、太陽風の磁気スイッチバック現象とも関連している可能性があります。[34] [35]

特性と構造

これはオリオン座LL星からの太陽風が弓状衝撃波（明るい弧）を生成していることを示していると考えられています。

速い太陽風と遅い太陽風

太陽風は、低速太陽風と高速太陽風と呼ばれる2つの基本的な状態が存在することが観測されているが、その違いは速度だけにとどまらない。地球近傍空間では、低速太陽風の速度は300～500 km/s、気温は約100 キロケルビンで、その組成はコロナとほぼ一致しています。対照的に、高速太陽風の典型的な速度は750 km/s、温度800キロケルビン[要出典]であり、太陽の光球の組成とほぼ一致しています。[36]低速太陽風は高速太陽風の2倍の密度を持ち、性質がより変化に富んでいます。[31] [37]

低速太陽風は、太陽の赤道帯周辺の「ストリーマーベルト」と呼ばれる領域から発生すると考えられています。この領域では、太陽圏に開いた磁束が閉じた磁気ループを覆うことでコロナ・ストリーマーが生成されます。[説明が必要]低速太陽風の形成に関与するコロナの正確な構造と、物質の放出方法については、依然として議論が続いています。[38] [39] [40] 1996年から2001年にかけての太陽観測では、低速太陽風の放出は太陽活動極小期（太陽活動が最も低い時期）に緯度30～35度までの範囲で発生し、その後、太陽活動周期が極期に近づくにつれて極域に向かって拡大することが示されました。太陽活動極大期には、極域からも低速太陽風が放出されていました。[41]

高速太陽風はコロナホール[ 42]から発生します。コロナホールとは、太陽磁場の中に漏斗状の開いた磁力線が広がる領域です。[43]このような開いた磁力線は、特に太陽の磁極周辺に多く見られます。プラズマ源は、太陽大気中の対流細胞によって生成される小さな磁場です。これらの磁場はプラズマを閉じ込め、光球からわずか2万km上空に位置するコロナ漏斗の狭い頸部へと輸送します。これらの磁力線が再結合すると、プラズマは漏斗の中に放出されます。[44]

速度と密度

地球の軌道の1天文単位（AU）付近では、プラズマは250～750 km/sの速度で流れ、密度は1立方センチメートルあたり3～10個の粒子、温度は104 ～ 106ケルビン の範囲です。[45]

平均すると、プラズマ密度は太陽からの距離の2乗に比例して減少し、[46] : セクション2.4 、速度は減少して1 AUで平坦になります。[46] : 図5 

ボイジャー1号と2号は、80～120 AUの距離でプラズマ密度nが0.001～0.005個/cm 3であると報告し、120 AUを超えるヘリオポーズでは0.05～0.2個/cm 3まで急速に増加した。[47]

プレッシャー

で1  AUでは、風は通常、1～6 nPa（(1–6) × 10 −9  N/m 2）[48]の範囲外でも容易に変化することがある。

ラム圧は風速と密度の 関数である。その式は次の通りである。

ここで、m pは陽子の質量、圧力PはPa（パスカル）、nは粒子/cm 3での密度、Vは太陽風の速度（km/s）である。[49]

コロナ質量放出

CMEが太陽から噴出する

高速太陽風と低速太陽風の両方が、コロナ質量放出（CME）と呼ばれる大規模で高速移動するプラズマの爆発によって中断される可能性があります。CMEは、太陽における磁気エネルギーの放出によって引き起こされます。CMEは、一般メディアでは「太陽嵐」または「宇宙嵐」と呼ばれることがよくあります。CMEは、太陽における磁気エネルギーの放出の別の兆候である太陽フレアと関連付けられることもありますが、必ずしもそうとは限りません。CMEは、太陽圏の薄いプラズマに衝撃波を引き起こし、電磁波と加速粒子（主に陽子と電子）を発射して、CMEに先立って電離放射線のシャワーを形成します。[ 50 ]

CMEが地球の磁気圏に衝突すると、地球の磁場が一時的に変形し、方位磁針の方向が変わり、地球自体に大きな地電流が誘導されます。これは磁気嵐と呼ばれ、地球規模の現象です。CMEの衝突は、地球の磁気圏尾部（磁気圏の真夜中側）で磁気再結合を引き起こす可能性があり、これにより陽子と電子が地球の大気圏に向かって下方に打ち上げられ、そこでオーロラが形成されます。

CMEは宇宙天気の唯一の原因ではありません。太陽の様々な場所では、局所的な条件に応じて風速と密度がわずかに異なることが知られています。これらの異なる風の流れはそれぞれ独立して、わずかに異なる角度の螺旋を形成し、速い流れはより直接的に太陽から外側へ流れ出し、遅い流れは太陽をより強く回り込みます。速い流れは、太陽上で西側から発生する遅い流れを追い越す傾向があり、波動と加速粒子を生み出す乱流共回転相互作用領域を形成し、地球の磁気圏にCMEと同様に、しかしより穏やかに影響を与えます。

CMEは複雑な内部構造を持ち、高温で圧縮されたプラズマ（シースと呼ばれる）の非常に乱流のある領域が、比較的低温で強く磁化されたプラズマ領域（磁気雲またはエジェクタと呼ばれる）の到来に先行する。 [51]シースとエジェクタは、地球の磁気圏や、ヴァン・アレン放射線帯の挙動など、様々な宇宙天気現象に非常に異なる影響を及ぼします。[52]

磁気スイッチバック

パーカー・ソーラー・プローブは、スイッチバック現象、つまり太陽風の移動性の擾乱を観測した。この擾乱により磁場が元に戻る現象だ。

磁気スイッチバック現象は、太陽風の磁場が突然反転する現象です。 [53]太陽風中の移動性擾乱によって磁場が逆方向に曲がる現象とも表現されます。これは、太陽の極上を通過した最初の宇宙探査機であるNASAとESAの合同ミッション「ユリシーズ」によって初めて観測されました。 [54] [55]パーカー・ソーラー・プローブは2018年に最初のスイッチバック現象を観測しました。 [54]

太陽系の影響

太陽はその生涯を通じて、表面層と逃げる太陽風との相互作用により、表面の自転速度を大幅に低下させてきました。[56]太陽風は、太陽からの放射とともに、彗星の尾の原因であると考えられています。[57]太陽風は、惑星間シンチレーションと呼ばれる効果を通じて、地球で観測される天体 電波の変動に寄与しています。[58]

磁気圏

地球磁気圏の模式図。太陽風は左から右へ流れます。

太陽風が磁場の発達した惑星（地球、木星、土星など）と交差する場所では、粒子はローレンツ力によって方向転換されます。この領域は磁気圏と呼ばれ、粒子は惑星の大気や表面に衝突するのではなく、惑星の周囲を周回します。磁気圏は、太陽に面した側ではおおよそ半球形をしており、反対側では長い航跡状に引き伸ばされています。この領域の境界は磁気圏界面と呼ばれ、一部の粒子は磁力線の部分的な再結合によってこの領域を通過して磁気圏を貫通することができます。[30]

磁気圏の正午子午線断面

太陽風は地球磁気圏全体の形状を決定づける要因です。太陽風の速度、密度、方向、そして巻き込まれる磁場の変動は、地球の局所的な宇宙環境に大きな影響を与えます。例えば、電離放射線や電波干渉のレベルは数百から数千倍も変動し、磁気圏界面とその上流にある弓状衝撃波の形状と位置は地球半径の数倍も変化し、静止衛星が太陽風の直撃を受ける可能性があります。これらの現象は総称して宇宙天気と呼ばれます。

欧州宇宙機関（ESA）のクラスター・ミッションから、太陽風が磁気圏に侵入するのはこれまで考えられていたよりも容易であるという新たな研究が発表されました。科学者グループが、太陽風の中に予想外の波動が存在することを直接観測しました。最近の研究では、これらの波動によって、太陽風の荷電粒子が磁気圏界面を突破できるようになることが示されています。これは、磁気バブルが連続した障壁というよりも、むしろフィルターとして作用することを示唆しています。この最新の発見は、地球近傍空間を制御された構成で飛行する4機の同一のクラスター宇宙船の独特な配置によってもたらされました。磁気圏から惑星間空間へと移動し、また磁気圏から地球へと戻る際に、この宇宙船群は太陽と地球をつなぐ現象に関する卓越した3次元的知見を提供します。

この研究は、境界層の厚さやその他の多くの特性の違いによって生じるケルビン・ヘルムホルツ不安定性（2つの流体の界面で発生する）に大きく影響される惑星間磁場（IMF）の形成における変動を明らかにした。専門家は、これが磁気圏界面におけるケルビン・ヘルムホルツ波の出現が、高緯度におけるIMF下向きの方向で初めて観測された事例であると考えている。これらの波は、これまでその発生には望ましくないと考えられていた太陽風条件下で、予期せぬ場所で観測されている。これらの発見は、特定のIMF条件下で太陽粒子が地球磁気圏を貫通する様子を示している。これらの知見は、他の惑星の周りの磁気圏の進行に関する研究にも関連している。この研究は、ケルビン・ヘルムホルツ波が、様々なIMF方向において太陽風が地球磁気圏に侵入する、ある程度一般的な、そしておそらくは一定の要因となり得ることを示唆している。[59]

雰囲気

太陽風は、惑星の大気と相互作用する他の入射宇宙線にも影響を与えます。さらに、磁気圏が弱い、あるいは存在しない惑星は、太陽風による大気の剥離の影響を受けます。

地球に最も近く、最も類似した惑星である金星は、地球の100倍も密度の高い大気を持ち、地磁気はほとんど、あるいは全くありません。宇宙探査機は、地球の軌道まで伸びる彗星のような尾を発見しました。[60]

地球自体は磁場によって太陽風から大部分保護されており、ほとんどの荷電粒子は磁場によって偏向されるが、荷電粒子の一部はヴァン・アレン放射線帯に捕捉される。太陽風からの少数の粒子は、あたかも電磁エネルギー伝送線に乗っているかのように、地球の上層大気やオーロラ帯の電離層まで移動する。太陽風が地球上で観測できるのは、オーロラや磁気嵐などの現象を引き起こすほど強いときのみである。明るいオーロラは電離層を強く加熱し、そのプラズマを磁気圏内に膨張させてプラズマ地球圏のサイズを拡大し、大気中の物質を太陽風に注入する。磁気嵐は、磁気圏内に含まれるプラズマの圧力が十分に大きく、地球磁場を膨張させて歪ませたときに発生する。

火星は水星よりも大きく、太陽から4倍遠いにもかかわらず、太陽風によって元々の大気の最大3分の1が剥ぎ取られ、地球の1/100の密度の層が残っていると考えられています。この大気剥ぎ取りのメカニズムは、磁場の泡に巻き込まれたガスが太陽風によって剥がれることによると考えられています。[61] 2015年、NASAの火星大気と揮発性物質の進化（MAVEN）ミッションは、火星を通過する際に太陽風が運ぶ磁場によって引き起こされる大気剥ぎ取りの速度を測定しました。この磁場は、地球のタービンを使用して発電するのと同じように電界を生成します。この電界は、火星の上層大気でイオンと呼​​ばれる電荷を帯びたガス原子を加速し、宇宙に放出します。[62] MAVENミッションは、大気剥ぎ取りの速度を毎秒約100グラム（≈1/4ポンド）と測定しました。[63]

衛星と惑星の表面

アポロのSWC実験

太陽に最も近い惑星である 水星は、太陽風の直撃を全力で受け、その大気は痕跡的で一時的なものであるため、その表面は放射線に照らされています。

水星は固有磁場を持っているため、通常の太陽風条件下では太陽風は磁気圏を貫通できず、粒子はカスプ領域の表面のみに到達します。しかし、コロナ質量放出が発生すると、磁気圏界面が水星の表面に押し込まれる可能性があり、この条件下では太陽風が水星表面と自由に相互作用する可能性があります。

地球の月には大気も固有磁場もないため、その表面は太陽風の直撃を受けます。アポロ計画では、太陽風のサンプル採取を目的として受動型アルミニウムコレクターが配備され、研究のために持ち帰られた月の土壌から、月の表土には太陽風から堆積した原子核が豊富に含まれていることが確認されました。これらの元素は、将来の月探査において有用な資源となる可能性があります。 [64]

制限

アルヴェン面

NASAが制作した、太陽コロナを通過するパーカー・ソーラー・プローブのアニメーション。コロナの境界、アルヴェン面の内側では、プラズマ波が太陽表面と往復している。

アルヴェン面はコロナと太陽風を分ける境界であり、コロナプラズマのアルヴェン速度と大規模太陽風の速度が等しい場所として定義される。[65] [66]

研究者たちは、太陽のアルヴェン臨界面が正確にどこに位置しているか確信が持てませんでした。コロナの遠隔画像に基づいて、太陽表面から太陽半径の10倍から20倍の距離にあると推定されていました。2021年4月28日、NASAのパーカー・ソーラー・プローブは、太陽への8回目のフライバイ（接近通過）中に、太陽半径の18.8倍の距離で、アルヴェン面を貫通したことを示す特定の磁気および粒子条件に遭遇しました。[67]

外の限界

太陽風は星間物質（銀河系全体に広がる希薄な水素とヘリウムのガス）に「泡を吹き出す」。太陽風の強さが星間物質を押し戻すのに十分ではなくなる地点はヘリオポーズと呼ばれ、太陽系の外縁部とみなされることが多い。ヘリオポーズまでの距離は正確には分かっておらず、太陽風の現在の速度と星間物質の局所的な密度に依存すると考えられるが、冥王星の軌道からははるかに外側にある。科学者たちは、2008年10月に打ち上げられた星間境界探査機（IBEX）ミッション を通じて得られたデータから、ヘリオポーズの全体像を把握したいと考えている。

ヘリオポーズは、カイパーベルトや太陽の重力の影響が他の恒星に及ぶ半径と並んで、太陽系の範囲を定義する方法の一つとして知られています。[68]その影響の最大範囲は50,000 AUから2光年の間と推定されており、ボイジャー1号宇宙船によって約120 AUで検出されたヘリオポーズ（太陽圏の外側の境界）と比較すると、その差は歴然としています。[69]

ボイジャー2号は、 2007年8月30日から12月10日の間に、終端衝撃波を5回以上通過した。 [70] ボイジャー2号は、ボイジャー1号が終端衝撃波に遭遇した13.5 Tmの距離よりも太陽に約1 Tm近い距離で衝撃波を通過した。[71] [72]宇宙船は終端衝撃波を通過してヘリオシースに入り、星間物質に向かって前進した。

参照

参考文献

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さらに読む

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