太阳风

位于“终端震波”附近的“航海家”号空间探测器
太阳风作用下的地球磁场示意图
尤利西斯号对太阳极小期间观测的太阳风速与日心纬度的函数关系。慢速的太阳风（≈u=km/s）局限于赤道地区，而在两极上空可以看到高速的太阳风（≈u=km/s）。 红色/蓝色表示日球层磁场的向外/向内极性。
太阳风是从太阳最外层的大气层日冕释放的带电粒子流。这些电浆主要由电子、质子和α粒子组成，具有的动能介于ul=keV之间。太阳风电浆的组成还包括在太阳电浆中发现的各种粒子混合物：微量的重离子和元素的原子核，如碳、氮、氧、氖、镁、矽、硫和铁。还有一些其它原子核和同位素的更罕见的微量痕迹，例如 磷、钛、铬和镍的同位素 58Ni、60Ni和62Ni。与太阳风电浆叠加的是行星际磁场。太阳风的密度、温度和速度随时间和太阳纬度和经度而变化。它的粒子可以逃脱太阳的引力，因为它们的高能量是由日冕的高温产生的，而这反过来又是日冕磁场的结果。将日冕与太阳风分开的边界称为阿耳芬面。
在距离太阳超过几个太阳半径的地方，太阳风的速度达到ul=km/s，且是超音速的，这意味着它的移动速度比 快磁声波的速度还要快。太阳风的流动在终端震波处不再是超音速的。其它与太阳风相关现象包括极光（北极光和南极光）、总是指向远离太阳的彗尾，以及可以改变磁力线方向的地磁暴。

**历史**

**来自地球的观测**
英国天文学家理查·克里斯多福·卡林顿首次提出了存在从太阳流向地球的粒子流。1859年，卡林顿和Richard Hodgson (publisher)独立地首次观测到后来被称为太阳闪焰的东西。这是太阳盘面上亮度的突然局部增加，现在已知通常与太阳大气中称为日冕巨量喷发的物质和磁通量的间歇性喷射同时发生。接下来的日子里，观测到一场强地磁风暴，卡林顿怀疑可能存在联系； 磁暴现在被归因于日冕巨量喷发来到近地空间，及其随后与地球磁层的相互作用。爱尔兰学者乔治·菲茨杰罗（George Francis FitzGerald）后来提出，物质正定期加速远离太阳，几天后到达地球。
实验室模拟太阳风对磁层的影响；这些类似极光的白克兰电流是在真空室中的terrella磁化阳极球中产生的。
1910年，英国天体物理学家亚瑟·爱丁顿在一篇关于摩豪斯彗星的文章注脚中基本上提出了太阳风的存在，但没有命名。爱丁顿的主张从未被完全接受，尽管他在前一年的一次皇家学会演讲中也提出了类似的建议，他在演讲中假设喷发的物质由电子组成，而在他对摩豪斯彗星的研究中，他认为它们是离子。
喷发物质由离子和电子组成的想法最早是由挪威科学家克里斯蒂安·伯克兰提出的。他的地磁调查显示，极光活动几乎没有中断。由于这些和其它显示，地磁活动是由太阳粒子产生的，他得出结论，地球正不断受到「太阳发射出的微粒带电体」轰击。1916年，他提出：「从物理学的角度来看，太阳光线很可能既不是完全的负射线，也不是完全的正射线，而是两种射线；换句话说，太阳风由负电子和正离子组成。三年后，即1919年，英国物理学家弗雷德里克·林德曼也提出，太阳喷射出两种极性的粒子：质子和电子。
大约在20世纪30年代，科学家们得出结论，由于日冕延伸到太空的管道（如日全食期间所见），日冕的温度必须达到摄氏100万度。后续的光谱学工作证实了这种异常的温度。在20世纪50年代中期，英国数学家西德尼·查普曼计算了这种温度下气体的性质，并确定日冕是一种极好的热导体，它必须延伸到太空，并超出地球轨道。同样在20世纪50年代，德国天文学家路德维希·比尔曼对无论彗星的行进方向如何，彗星的尾巴总是指向远离太阳的方向这一事实产生了兴趣。查普曼假设，这是因为太阳发射出稳定的粒子流，将彗星的尾巴推开。德国天文学家Paul Oswald Ahnert被威尔弗里德·施罗德（Wilfried Schröder）认为是第一个根据惠普尔-费克彗星（1942g）的观测将太阳风与彗尾方向联系起来的人。
美国天体物理学家尤金·派克意识到，查普曼模型中太阳的热量流动，以及比尔曼假设中彗尾从太阳吹走，必然是他称之为「太阳风」的同一现象的结果。1957年，派克证明，尽管太阳的日冕被太阳引力强烈吸引，但它是一种很好的热导体，在离太阳很远的地方仍然很热。随着太阳引力随着离太阳距离的增加而减弱，外日冕大气能够以超音速逃逸到星际空间。派克也是第一个注意到太阳引力的减弱对流体动力学的流体影响与德拉瓦喷嘴的影响相同的人，从而引发了从次音速到超音速流的转变。派克关于太阳风的假设遭到强烈反对；1958年，他向《天体物理学杂志》提交的论文 被两名审稿人拒绝，然后被编辑苏布拉马尼安·钱德拉塞卡接受。

**太空观测**
1959年1月，苏联太空船「月球1号」使用半球形离子阱首次直接观测到太阳风，并量测了其强度。这一发现是由Грингауз, Константин Иосифович做出的，得到「月球2号」、「月球3号」，以及距离更遥远的「金星1号」测量的证实。三年后，美国地球物理学家Marcia Neugebauer和合作者使用「水手2号」太空船进行了类似的测量。
Pneuman和Kopp于1971年首次对日冕中的太阳风进行了数值模拟，包括闭合和开放场线。从初始偶极配置开始反复运算求解磁流体力学方程中的稳态。
1990年，发射了尤利西斯号探测器，研究来自太阳高纬度的太阳风。先前所有的观测都是在太阳系的黄道平面或其附近进行的。
20世纪90年代末，SOHO太空船上的仪器，紫外日冕光谱仪（UVCS）观测到了从太阳两极发出的快速太阳风加速区域，发现风的加速速度远远快于仅用热力学膨胀来解释的速度。派克的模型预测，风应该在距离光球层（表面）约4太阳半径（约3,000,000公里）的高度过渡到超音速流；但转变（或「声波点」）现在似乎要低得多，可能只在光球层上方一个太阳半径（约700,000公里）处，这表明一些额外的机制加速了太阳风远离太阳。快速风的加速度仍然不清楚，也不能完全用派克的理论来解释。然而，1970年之前的一篇论文诺贝尔物理学奖得主汉尼斯·阿尔文详细介绍了这种加速的引力和电磁解释。
从1999年5月10日到5月12日，美国国家航空暨太空总署的先进成分探测器（ACE）和风太空船观测到太阳风密度下降了98%。这使得来自太阳的高能电子以被称为「Strahl」的窄束流到地球，从而引发了一场非常不寻常的「极地雨」事件，在这场事件中，可见的极光出现在北极上空。此外，地球的磁层增加到正常大小的5到6倍。
STEREO任务于2006年启动，利用两个相距甚远的成像系统的立体视觉研究日冕巨量喷发和日冕。每个STEREO太空船都携带两个日球层成像仪：能够通过自由电子对太阳光的汤姆逊散射对太阳风本身进行成像的高灵敏度广角相机。STEREO的电影揭示了黄道附近的太阳风是一种大尺度的湍流。
显示「航海家1号」探测到太阳风粒子的速率急剧下降的图表。
2010年12月13日，航海家1号确定太阳风在距离地球abbr=off处的速度已降至零。航海家号项目科学家爱德华·斯通说：「我们已经到了这样的地步，来自太阳的风，到目前为止一直向外运动。现在它不再向外移动，它只是侧向移动，这样它就可以沿着日球层的尾部向下移动，日球层是一个彗星形状的物体。」。
2018年，美国国家航空暨太空总署发射了以美国天体物理学家尤金·派克命名的「派克太阳探测器」，其任务是研究日冕的结构和动力学，试图了解导致粒子以太阳风的形式被加热和加速的机制。在为期七年的任务中，探测器将绕太阳运行24周，随着每个轨道的近日点进一步进入日冕，最终在距离太阳表面0.04天文单位的距离内通过。这是美国国家航空暨太空总署第一艘以活人命名的太空船；91岁高龄的派克当时在场观看了这次的发射。

**加速机制**
虽然早期的太阳风模型主要依靠热能来加速物质，但到了20世纪60年代，很明显地知道，仅靠热加速无法解释太阳风的高速。需要一种额外的未知加速机制，并且可能与太阳大气中的磁场有关。
太阳的日冕或延伸的外层，是一个被加热到百万克耳文以上的电浆区域。由于热碰撞，内日冕内的粒子具有由马克士威波兹曼分布描述的速度范围和分布。这些粒子的平均速度约为u=km/s，这远低于太阳的逃逸速度u=km/s。然而，一些粒子的能量足以达到u=km/s，这使得它们能够为太阳风提供能量。在相同的温度下，电子由于质量小得多，它们可以达到逃逸速度并建立电场，进一步加速离子远离太阳。
太阳风从太阳带走的粒子总数约为每秒1.3e36。 因此，每年的总质量损失约为e=-14太阳质量，或大约每秒1.3–1.9百万吨。这相当于每1.5亿年减少一个地球质量。然而，自太阳形成以来，只有约0.01%的初始质量因太阳风而损失。其它恒星有更强的恒星风，导致质量损失率明显更高。

**小喷流**
2023年3月，对太阳极紫外线的观测表明，小规模的磁重联可能是太阳风的驱动因素，因为毫微闪焰以无处不在的喷射活动，即喷流的形式出现，即在日冕底部产生短暂的热电浆流和阿耳芬波。这种活动也可能与太阳风的磁性开关现象有关。

**性质和结构**
弓形震波（明亮的弧线）。

**快速和慢速太阳风**
观测到太阳风存在两种基本状态，称为慢速太阳风和快速太阳风，尽管它们的差异远远不只是它们的速度。在近地空间，观测到的太阳风的速度为u=km/s，温度约为ul=千开尔文，成分与日冕非常接近。相比之下，快速太阳风的典型速度为u=km/s，温度为u=千开尔文，它几乎与太阳光球层的成分相匹配。慢速太阳风的密度是快速太阳风的两倍，本质上的变化也更多。
慢速太阳风似乎起源于太阳赤道带周围的一个区域，该区域被称为「流光带」，在那里，其中日冕流是由向日球层开放的磁通量覆盖在闭合的磁环上产生的date=September 2024。慢速太阳风形成所涉及的确切日冕结构以及释放物质的方法仍在争论中。1996年至2001年对太阳的观测表明，在太阳极小期（太阳活动最低的时期）期间，慢速太阳风的发射发生在纬度高达30-35°的地方，然后随着太阳周期接近最大值而向两极扩展。在太阳极大期时，两极也在释放慢速太阳风。
快速太阳风起源于日冕洞，它们是太阳磁场中开阔场线的漏斗状区域。这种开放线在太阳的磁极周围尤为普遍。电浆源是由太阳大气中对流单体产生的小磁场。这些场限制电浆并将其输送到日冕漏斗的狭窄颈部，这些漏斗仅位于光球层上方20,000公里处。当这些磁力线重新连接时，电浆被释放到漏斗中。

**速度和密度**
在地球轨道附近1 天文单位（AU）的电浆以250到750公里/秒的速度流动，密度在每立方厘米3到10个颗粒之间，温度范围从104到 106开尔文。
平均而言，电浆密度随与太阳距离的平方而减小at=Sect. 2.4， 而速度在1天文单位处降低并趋于平缓at=Fig. 5。
航海家1号和航海家2号报告电浆密度n在距离为80至120 AU之间，每立方厘米0.001和0.005颗；超过 120 AU到 日球层顶，迅速称高至每立方厘米0.05到0.2颗。

**压力**
在ul=AU处，风施加的压力通常在u=nPa（u=N/m2），然而它很容易变化至该范围之外。
冲压力是风速和密度的函数。公式为

此处mp是质子的质量，P是压力，单位为Pa（帕斯卡），n是每立方厘米的颗粒密度，和V是太阳风的速度，单位是公里/秒。

**日冕巨量喷发**
从地球的太阳喷发的CME。
快速和慢速的太阳风都可以被称为日冕巨量喷发，或大型的CME、快速移动的电浆打断。CME是由太阳释放的磁能引起的；在大众媒体中通常将CME被称为「太阳风暴」或「太空风暴」。它们有时（但并非总是）与 太阳闪焰有关，这是太阳磁能释放的另一种表现形式。CME在日球层的稀薄电浆中产生冲击波，发射电磁波和加速粒子（主要是质子和电子），在CME前方形成游离辐射的阵雨。
当CME撞击地球的磁层时，它会暂时使地球的磁场变形，改变指南针指标的方向，并在地球本身感应出大的地电流；这被称为地磁暴，它是一个全球性的现象。CME撞击可以在地球的磁尾（磁层的午夜侧）中诱导磁重联；这会将质子和电子向下发射到地球大气层，在那里它们形成极光。
CME并不是太空天气的唯一原因。众所周知，根据当地条件，太阳上不同的斑块会产生略有不同的风速和风密度。独立地看，这些不同的风流中的每一个都会形成一个角度略有不同的螺旋形，快速移动的气流更直接地向外移动，而缓慢移动的气流更多地围绕着太阳。快速移动的流往往会超过在太阳上发源于 西侧较慢的流，形成湍流同向旋转的相互作用区域，从而产生波运动和加速粒子，并且以与CME相同但比CME更温和的方式影响地球的磁层。 
CME具有复杂的内部结构，在相对较冷和强磁化的电浆区域（称为磁云或喷射物）到达之前，有一个高度湍流的热和压缩电浆区域（称为鞘）。鞘和喷射物对地球的磁层和各种太空天气现象的影响非常不同，例如 范艾伦辐射带的行为。

**磁性之字形**
派克太阳探测器观察到的之字形：太阳风中的行进扰动导致磁场自行弯曲。 
是太阳风磁场的突然反转。它们也可以被描述为太阳风传播中的干扰，导致磁场自行弯曲。它们最初是由第一艘飞越太阳两极的探测器，NASA-ESA任务的「尤利西斯号」发现的。派克太阳探测器第一次观测到之字形是在2018年。

**太阳系效果**
太阳圈电流片是旋转的太阳磁场影响太阳风中电浆的结果。
在太阳的生命周期中，其表面层与逸出的太阳风的相互作用大大降低了其表面旋转速率。风被认为要对彗星尾巴和太阳辐射负责。太阳风通过一种称为Interplanetary scintillation的效应，导致在地球上观察到的天体无线电波的波动。

**磁层**
地球磁层的示意图。太阳风从左向右流动。
当太阳风与具有发达磁场的行星（例如地球、木星或土星）相交时，粒子会被洛伦兹力偏转。这个区域被称为磁层，导致粒子绕地球移动，而不是轰击大气层或表面。磁层在面向太阳的一侧大致形状像一个半球面，然后在另一侧以长长的尾迹被拉出。这个区域的边界被称为磁层顶，一些粒子能够通过磁场线的部分重联进入这个区域穿透磁层。
磁层的正午子午线剖面。
太阳风对地球磁层的整体形状负责。其速度、密度、方向和夹带磁场的波动强烈影响着地球的局部空间环境。例如，电离辐射和无线电干扰的水准可能相差数百到数千倍；而磁层顶的形状和位置以及其上游的弓形冲击波改变可以达到几个地球半径，使地球同步卫星直接暴露在太阳风中。这些现象统称为 太空天气。
从欧洲太空总署的Cluster II (spacecraft)任务中，一项新的研究表明，太阳风比以前认为的更容易渗透到磁层中。一组科学家直接观察到太阳风中存在某些出乎意料的波。最近的一项研究表明，这些波使太阳风的带电粒子能够突破磁层顶射入磁层。这表明磁泡的形成更多地是作为筛检程式而不是连续的屏障。这一最新发现是通过四个相同的星团探测器的独特排列实现的，这些航天器以受控的配置在近地空间飞行。当它们从磁层扫入行星际空间并再次返回时，舰队为连接太阳和地球的现象提供了卓越的三维见解。
这项研究描述了行星际磁场（IMF）形成的变化，主要受克耳文-亥姆霍兹不稳定性（发生在两种流体的介面上）的影响，这是由于边界层的厚度和许多其他特征的差异造成的。专家认为，这是第一次在在行星际磁场的磁层顶高纬度上，向下方显示克耳文-亥姆霍兹波的出现。在太阳风条件下，这些波浪出现在不可预见的地方，以前人们认为这对它们的产生是不可能的。这些发现表明，在特定的IMF环境下，太阳粒子如何穿透地球的磁层。这些发现也与其它行星体周围磁层进展的研究有关。这项研究表明，克耳文-亥姆霍兹波可能是一种在各种IMF方向下，太阳风进入地球磁层的常见且可能恒定的仪器。这项研究表明，克耳文-亥姆霍兹波可能是一种比较常见且可能是恒定的，在不同的行星际磁场方向下，太阳风进入地球磁层的机制。

**Atmospheres大气**
太阳风会影响其它宇宙射线与行星大气的相互作用。此外，磁层较弱或不存在磁层的行星会被太阳风将其大气剥离。
金星，它是距离地球最近、最相似的行星，大气密度是地球的100倍，几乎没有地磁场。太空探测器发现它有一条延伸到地球轨道的彗星状尾巴。
地球本身在很大程度上受到其磁场的保护，使大多数带电粒子偏转；然而，一些带电粒子被困在范艾伦辐射带中。少量来自太阳风的粒子设法像在电磁能传输线上一样，传播到地球高层大气和极光区的电离层。在地球上唯一可观测到太阳风的时间，是当它足够强，可以产生极光和地磁风暴等现象时。明亮的极光强烈加热电离层，导致其电浆胀到磁层，增加电浆的大小，并将大气物质注入太阳风中。当磁层内包含的电浆压力足够大而膨胀，从而扭曲地磁场时，就会产生地磁风暴。
尽管火星比水星大，离太阳的距离是水星的四倍，但据认为，太阳风已经剥离了其原始大气层的三分之一，留下了密度仅有地球1/100的大气层。据信，这种大气剥离的机制是被太阳风磁场气泡中的气体剥离。2015年，美国国家航空暨太空总署（NASA）的火星大气和挥发性演化任务（MAVEN）量测了太阳风流经火星时携带的磁场引起的大气剥离率，太阳风产生电场，就像地球上的涡轮机可以用来发电一样。这种电场加速了火星高层大气中的带电气体原子，称为离子，并将其射入太空。MAVEN任务量测到大气剥离速率约为每秒钟100公克（〜1/4磅/秒）。

**卫星和行星表面**
阿波罗的太阳风成分实验（Solar Wind Composition Experiment，缩写：SWC）。
阿波罗在月球表面的太阳风成分实验。
水星，距离太阳最近的行星，承受着太阳风的全部冲击，由于其大气层是退化和瞬态的，其表面沐浴在辐射中。
水星具有固有磁场，因此在正常的太阳风条件下，太阳风无法穿透其磁层，粒子只能到达尖端区域（磁极）的表面。然而，在日冕巨量喷发期间，磁层顶可能会被压入行星表面，在这种情况下，太阳风可能会与行星表面自由相互作用。
地球的卫星，月球没有大气层或固有的磁场，因此其表面受到太阳风的全面轰击。阿波罗计划部署了铝箔的被动收集器，试图对太阳风进行采样，携回研究的月球土壤证实，月球风化层富含太阳风沉积的原子核。这些元素被证明可能是未来月球探险的有用资源。

**限制**

**阿耳芬面**
美国国家航空暨太空总署模拟的派克太阳探测器穿过日冕的动画。在日冕的阿耳芬面，电浆波在日冕的边界内来回传播到太阳表面。
阿耳芬面是将日冕与太阳风分开的边界，定义为日冕电浆的阿耳芬速度和大尺度太阳风速度相等的地方。
研究人员不确定太阳阿耳芬临界表面的确切位置。根据日冕的远程影像，估计它距离太阳表面在10到20个太阳半径之间。2021年4月28日，在第八次飞越太阳时，美国国家航空暨太空总署派克太阳探测器在18.8太阳半径处遇到了特定的磁性和粒子条件，表明它穿透了阿耳芬面。

**外部限制**
一张基于航海家号探测器结果的资讯图，展示了日光层的外部区域。
太阳风在星际介质（渗透到星系中的稀薄氢气和氦气）中「吹出气泡」。太阳风的强度不再足以推回星际介质的点被称为日球层顶，通常被认为是太阳系的外边界。到日球层顶的距离尚不清楚，可能取决于太阳风的当前速度和星际介质的局部密度，但它远远超出了冥王星的轨道。科学家们希望从2008年10月发射的星际边界探测器（Interstellar Boundary Explorer，缩写：IBEX）任务获得的数据中了解日球层顶。
日球层顶被认为是定义太阳系范围的一种管道，还有古柏带和其他恒星与太阳引力影响相匹配的半径。据估计，这种影响的最大范围在50,000 AU到2光年之间，而「航海家1号」探测器在约120 AU处探测到了日球层顶（日球层的外边界）。
在2007年8月30日至12月10日期间，「航海家2号」探测器五次以上穿过「终端震波」。「航海家2号」”穿过激波，距离太阳约Tm，比「航海家1号」到达终端震波时的13.5Tm距离更近。太空船通过终端震波向外移动，进入日鞘，并朝星际介质前进。

**相关条目**
 活跃区- Deep Space Climate Observatory- Dyson–Harrop satellite- 电动帆- 太阳圈电流片- 氦聚焦锥- 行星际物质- 磁化帆- 派克太阳探测器- 电浆层- 太阳周期- 太阳帆- 太阳风成分实验- 日地关系天文台（STEREO）

**参考资料**

**进阶读物**
 Cite web |date=24 October 2012 |title=NASA study using cluster reveals new insights into solar wind |url=https://www.eurekalert.org/news-releases/767946 |website=EurekAlert! |access-date=2025-03-13 |archive-date=2025-01-22 |archive-url=https://web.archive.org/web/20250122052828/https://www.eurekalert.org/news-releases/767946 |dead-url=no - Cite journal |last1=Cuperman |first1=S. |last2=Metzler |first2=N. |date=June 1973 |title=On the role of fluctuations in the interplanetary magnetic field on heat conduction in the solar wind |journal=Journal of Geophysical Research |volume=78 |issue=16 |pages=3167–3168 |doi=10.1029/JA078i016p03167|bibcode=1973JGR....78.3167C - Cite journal |last1=Cuperman |first1=S. |last2=Metzler |first2=N. |date=June 1973 |title=On the Thermal Conductivity of the Quiet Solar-Wind Plasma and Consequences |url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1973-06-15_182_3/page/n314 |journal=The Astrophysical Journal |volume=182 |pages=961 |bibcode=1973ApJ...182..961C |doi=10.1086/152196 |issn=0004-637X- Cite journal |last1=Cuperman |first1=S. |last2=Metzler |first2=N. |date=February 1975 |title=Solution of three-fluid model equations with anomalous transport coefficients for the quiet solar wind |journal=The Astrophysical Journal |volume=196 |pages=205 |bibcode=1975ApJ...196..205C |doi=10.1086/153406 |issn=0004-637X- Cite journal |last1=Cuperman |first1=S. |last2=Metzler |first2=N. |last3=Spiegelglass |first3=M. |date=June 1975 |title=Confirmation of known numerical solutions for the quiet solar wind equations. |url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1975-06-15_198_3/page/n250 |journal=The Astrophysical Journal |volume=198 |pages=755–759 |doi=10.1086/153652 |bibcode=1975ApJ...198..755C |issn=0004-637X- issn=1572-946X- Cite conference |last=Metzler |first=N. |date=1978 |title=A multi-fluid model for stellar winds |conference=Proceedings of the L.D.de Feiter Memorial Symposium on the Study of Traveling Interplanetary Phenomena |publisher=Air Force Systems Command, USAF- Cite journal |last1=Metzler |first1=N. |last2=Dryer |first2=M. |date=June 1978 |title=A self-consistent solution of the three-fluid model for the solar wind. |journal=The Astrophysical Journal |volume=222 |pages=689–695 |bibcode=1978ApJ...222..689M |doi=10.1086/156187 |issn=0004-637X- Cite journal |last1=Cuperman |first1=S. |last2=Metzler |first2=N. |date=May 1979 |title=Comments on 'Acceleration of solar wind He++, 3. Effects of resonant and nonresonant interactions with transverse waves' by J. V. Hollweg and J. M. Turner |url=https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/pdf/10.1029/JA084iA05p02139 |journal=Journal of Geophysical Research: Space Physics |volume=84 |issue=A5 |pages=2139–2140 |doi=10.1029/JA084iA05p02139 |bibcode=1979JGR....84.2139C |issn=0148-0227- Cite journal |last1=Metzler |first1=N. |last2=Cuperman |first2=S. |last3=Dryer |first3=M. |last4=Rosenau |first4=P. |date=August 1979 |title=A time-dependent two-fluid model with thermal conduction for the solar wind |journal=The Astrophysical Journal |volume=231 |pages=960 |bibcode=1979ApJ...231..960M |doi=10.1086/157258 |issn=0004-637X- Cite journal |last=Alexander |first=Peter |date=13 October 1992 |title=History of solar coronal expansion studies |journal=Eos, Transactions American Geophysical Union |volume=73 |issue=41 |pages=433–438 |doi=10.1029/91EO00319 |bibcode=1992EOSTr..73..433A |issn=0096-3941

**外部连结**
  Real-time plots of solar wind activity from the date=20250409004918  Advanced Composition Explorer-  Get data from A.C.E. (Advanced Composition Explorer) and boost the brain date=2022-08-11