Aquí hay datos bibliográficos para Nature (revista académica) o artículos de Science Magazine publicados en 2004-2012 con Voyager 1 o Voyager 2 en el resumen, filtrando la mayoría de los artículos de Júpiter y Saturno.
WebªøFN Thomson Reuters Web of Knowledge
VR 1.0
PT J
AU Decker, Robert B
Krimigis, Stamatios M
Roelof, Edmond C
Hill, Matthew E
TI No hay flujo de plasma meridional en la región de transición de heliosheath.
SO Nature
VL 489
IS 7414
BP 124
EP 7
DI 10.1038 / nature11441
PD 2012-Sep-6
PY 2012
AB Durante un período de dos años, la Voyager 1 observó una desaceleración gradual de
flujo de plasma radial en la vaina heliótica a velocidad cercana a cero después de abril
2010 a una distancia de 113.5 unidades astronómicas del Sol (1
unidad astronómica es igual a 1.5 * 10 (8) kilómetros). Voyager 1 era entonces sobre
20 unidades astronómicas más allá del choque que termina el libre
expansión del viento solar y se sumergió en la calefacción no térmica
región plasmática llamada heliosheath. La expectativa de lo contemporáneo
simulaciones fue que el plasma heliosheath sería desviado de
flujo radial a flujo meridional (en coordenadas heliosféricas solares),
que en Voyager1 estaría principalmente en la superficie (localmente esférica)
llamado la heliopausa. Se supone que esta superficie separa el
plasma heliosheath, que es de origen solar, desde el interestelar
plasma, que es de origen galáctico local. En 2011, el proyecto Voyager
comenzaron reorientaciones temporales ocasionales de la nave espacial (totalizando
alrededor de 10-25 horas cada 2 meses) para volver a alinear la carga de baja energía
Instrumento de partículas a bordo del Voyager1 para que pueda medir
flujo meridional Aquí informamos que, contrariamente a lo esperado, estos
las observaciones arrojaron una velocidad de flujo meridional de + 311kms (-1), es decir,
uno consistente con cero dentro de las incertidumbres estadísticas.
TC 0
ZB 0
Z8 0
Z9 0
SN 1476-4687
UT MEDLINE: 22955623
ER
PT J
AU Krimigis, Stamatios M.
Roelof, Edmond C.
Decker, Robert B.
Hill, Matthew E.
TI Velocidad de flujo exterior cero para plasma en una capa de transición de heliosenvasada
TAN NATURALEZA
VL 474
IS 7351
BP 359
EP 361
DI 10.1038 / nature10115
PD 16 JUN 2011
PY 2011
AB Voyager 1 ha estado en el depósito de iones y electrones energéticos que
constituye la vaina heliótica ya que cruzó la terminación del viento solar
shock (1-3) el 16 de diciembre de 2004 a una distancia del Sol de 94
unidades astronómicas (1 AU = 1.5 x 10 (8) km). Ahora es similar a 22 UA
pasado el cruce de choque de terminación (4). La velocidad aparente del plasma.
en el plano radial-transversal se ha determinado (5) utilizando medidas
de la anisotropía de la distribución de iones energéticos convectivos (6). aquí
informamos que la componente radial de la velocidad ha ido disminuyendo
casi linealmente en los últimos tres años, de similar a 70 km s (-1)
similar a 0 km s (-1), donde se ha mantenido durante los últimos ocho
meses. Ahora parece que la Voyager 1 ha entrado en una transición finita
capa de flujo de plasma de velocidad radial cero, lo que indica que el
la nave espacial puede estar cerca de la heliopausa, el límite entre
heliosheath y el plasma interestelar. La existencia de un flujo.
capa de transición en la vaina heliótica contradice la corriente
predicciones (7) -generalmente asumidas por modelos conceptuales- de una aguda
discontinuidad en la heliopausa.
TC 12
ZB 0
Z8 0
Z9 12
SN 0028-0836
UT WOS: 000291647100041
ER
- Los agujeros de gusano se pueden crear artificialmente. ¿Qué significa esto?
- ¿Cómo podemos resolver los misterios de un universo infinito?
- ¿Qué hace que el viaje espacial sea muy difícil?
- Imagine un modelo a escala del sistema solar con el sol del tamaño de una naranja. ¿La tierra aún tardaría un año en hacer una órbita?
- Astronomía: ¿Cómo se miden las estrellas en otras estrellas?
PT J
AU Opher, M.
Bibi, F. Alouani
Toth, G.
Richardson, JD
Izmodenov, VV
Gombosi, TI
TI Un campo magnético interestelar fuerte y altamente inclinado cerca del Solar
Sistema
TAN NATURALEZA
VL 462
IS 7276
BP 1036
EP 1038
DI 10.1038 / nature08567
PD DIC 24 2009
PY 2009
AB Los campos magnéticos juegan un papel importante (a veces dominante) en el
evolución de las nubes de gas en la galaxia, pero la fuerza y orientación
del campo en el medio interestelar cerca de la heliosfera ha sido
mal limitado Estimaciones previas del rango de intensidad de campo desde
1.8-2.5 mu G y se pensó que el campo era paralelo al Galáctico
plano (1) o inclinado 38-60 grados (ref. 2) o 60-90 grados (ref. 3)
a este plano Estas estimaciones se basaron en observaciones indirectas
inferencias o modelos en los que el hidrógeno neutro interestelar era
No se tiene en cuenta. Aquí reportamos mediciones de la desviación de
el plasma del viento solar fluye en la vaina heliótica (4) para determinar
Fuerza del campo magnético y orientación en el medio interestelar. Nosotros
encuentre que la intensidad de campo en el medio interestelar local es 3.7-5.5
mu G. El campo está inclinado de manera similar a 20-30 grados desde el interestelar
dirección del flujo medio (resultante del movimiento peculiar del Sol en
la galaxia) y está en un ángulo de aproximadamente 30 grados con respecto al galáctico
avión. Concluimos que el campo medio interestelar es turbulento o
tiene una distorsión en la vecindad solar.
TC 23
ZB 0
Z8 0
Z9 23
SN 0028-0836
UT WOS: 000272996000042
ER
PT J
AU McComas, DJ
Allegrini, F.
Bochsler, P.
Bzowski, M.
Christian, ER
Tripulación, GB
DeMajistre, R.
Fahr, H.
Fichtner, H.
Frisch, PC
Funsten, HO
Fuselier, SA
Gloeckler, G.
Gruntman, M.
Heerikhuisen, J.
Izmodenov, V.
Janzen, P.
Knappenberger, P.
Krimigis, S.
Kucharek, H.
Lee, M.
Livadiotis, G.
Livi, S.
MacDowall, RJ
Mitchell, D.
Moebius, E.
Moore, T.
Pogorelov, NV
Reisenfeld, D.
Roelof, E.
Saul, L.
Schwadron, NA
Valek, PW
Vanderspek, R.
Wurz, P.
Zank, GP
Observaciones globales de TI de la interacción interestelar desde el
Explorador de límites interestelares (IBEX)
SO CIENCIA
VL 326
IS 5955
BP 959
EP 962
DI 10.1126 / ciencia.1180906
PD NOV 13 2009
PY 2009
AB El Sol se mueve a través del medio interestelar local, continuamente
emitiendo plasma de viento solar ionizado supersónico y forjando una cavidad
en el espacio interestelar llamado heliosfera. El recientemente lanzado
La nave espacial Interestelar Boundary Explorer (IBEX) ha completado su primera
mapas de todo el cielo de la interacción interestelar en el borde de la
heliosfera mediante la formación de imágenes de átomos neutros energéticos (ENA) que emanan de
esta región. Encontramos una cinta brillante de emisión de ENA, impredecible por
modelos o teorías anteriores, que pueden ser ordenados por el interestelar local
campo magnético que interactúa con la heliosfera. Esta cinta es
superpuesto a variaciones de flujo distribuidas globalmente ordenadas por ambos
estructura del viento solar y la dirección del movimiento a través del
medio interestelar Nuestros resultados indican que la galaxia externa
El ambiente imprime fuertemente la heliosfera.
TC 96
ZB 0
Z8 0
Z9 96
SN 0036-8075
UT WOS: 000271712300028
ER
PT J
AU Schwadron, NA
Bzowski, M.
Tripulación, GB
Gruntman, M.
Fahr, H.
Fichtner, H.
Frisch, PC
Funsten, HO
Fuselier, S.
Heerikhuisen, J.
Izmodenov, V.
Kucharek, H.
Lee, M.
Livadiotis, G.
McComas, DJ
Moebius, E.
Moore, T.
Mukherjee, J.
Pogorelov, NV
Prested, C.
Reisenfeld, D.
Roelof, E.
Zank, GP
Comparación TI de observaciones de explorador de límites interestelares con 3D global
Modelos heliosféricos
SO CIENCIA
VL 326
IS 5955
BP 966
EP 968
DI 10.1126 / ciencia.1180986
PD NOV 13 2009
PY 2009
Las simulaciones AB de mapas de átomos neutros energéticos (ENA) predicen las magnitudes de flujo
que son, en algunos casos, similares a los observados por el interestelar
Nave espacial Explorador de límites (IBEX), pero pierden la cinta. Nuestra
modelo de la heliosfera indica que el medio interestelar local
(LISM) el campo magnético (B (LISM)) es transversal a la línea de visión (LOS)
a lo largo de la cinta, lo que sugiere que la cinta puede llevar su huella. los
área de fuerza por unidad en la heliopausa desde el drapeado de la línea de campo y el
La presión del pistón LISM es comparable con la presión de la cinta si el LOS
similar a 30 a 60 unidades astronómicas y B (LISM) similar a 2.5
microgauss Aunque varios modelos tienen ventajas en la contabilidad de
algunas de las observaciones, ningún modelo puede explicar todos los dominantes
características, lo que probablemente requiere un cambio sustancial en nuestra
comprensión de los procesos que dan forma a nuestra heliosfera.
TC 57
ZB 0
Z8 0
Z9 57
SN 0036-8075
UT WOS: 000271712300031
ER
PT J
AU Richardson, John D.
Kasper, Justin C.
Wang, Chi
Belcher, John W.
Lázaro, Alan J.
TI Cool heliosheath plasma y desaceleración del viento solar aguas arriba en
el choque de terminación
TAN NATURALEZA
VL 454
IS 7200
BP 63
EP 66
DI 10.1038 / nature07024
PD 3 JUL 2008
PY 2008
AB El viento solar sopla hacia afuera del Sol y forma una burbuja de energía solar.
material en el medio interestelar. El choque de terminación ocurre donde
el viento solar cambia de ser supersónico (con respecto al
medio interestelar circundante) a ser subsónico. El shock fue
cruzado por la Voyager 1 en un radio heliocéntrico de 94 UA (1 UA es el
Distancia Tierra – Sol) en diciembre de 2004 (referencias 1 – 3). El viajero 2
experimento de plasma observó una disminución en la velocidad del viento solar que comienza en
alrededor del 9 de junio de 2007, que culminó en varios cruces del
Choque de terminación entre el 30 de agosto y el 1 de septiembre de 2007 (referencias 4 – 7).
Desde entonces, Voyager 2 ha permanecido en la heliosheath, la región de
viento solar conmocionado. Aquí reportamos observaciones de plasma en y cerca
El choque final y en la vaina helios. La heliosfera es
asimétrico, empujado hacia adentro en la dirección del Voyager 2 en relación con el
Voyager 1 dirección. El choque de terminación es débil, casi
Choque perpendicular que calienta muy poco el plasma térmico. Un
hallazgo inesperado es que el flujo sigue siendo supersónico con respecto a
Los iones térmicos aguas abajo del choque de terminación. La mayor parte de la energía solar
la energía eólica se transfiere a los iones de recolección u otros energéticos
partículas tanto aguas arriba como en el choque de terminación.
TC 135
ZB 0
Z8 0
Z9 135
SN 0028-0836
UT WOS: 000257308300035
ER
PT J
AU Decker, RB
Krimigis, SM
Roelof, EC
Hill, ME
Armstrong, TP
Gloeckler, G.
Hamilton, DC
Lanzerotti, LJ
TI Mediación del choque de terminación del viento solar por iones no térmicos
TAN NATURALEZA
VL 454
IS 7200
BP 67
EP 70
DI 10.1038 / nature07030
PD 3 JUL 2008
PY 2008
AB Las regiones amplias a ambos lados del choque de terminación del viento solar son
poblado por altas intensidades de iones no térmicos y electrones. los
las partículas previas al choque en el viento solar han sido medidas por el
nave espacial Voyager 1 (referencias 1 – 5) y Voyager 2 (referencias 3, 6). El cargo-
Las partículas de choque en la vaina helios también han sido medidas por Voyager 1
(referencias 3 – 5). Sin embargo, no estaba claro qué efecto tienen estas partículas.
podría tener en la física de la transición de choque hasta Voyager 2
cruzó la conmoción el 31 de agosto – 1 de septiembre de 2007 (referencias 7 – 9). diferente a
Voyager 1, Voyager 2 está haciendo mediciones de plasma (7). Datos de la
Los instrumentos de plasma (7) y campo magnético (8) en Voyager 2 indican que
Las distribuciones de iones no térmicos probablemente tienen papeles clave en la mediación.
procesos dinámicos en el choque de terminación y en la vaina heliótica.
Aquí informamos que las intensidades de iones de baja energía medidos por Voyager
2 producen presiones iónicas parciales no térmicas en la vaina helios que son
comparable a (o exceder) tanto las presiones de plasma térmico como la
presiones escalares de campo magnético. Concluimos que estos iones son los
> 0.028 MeV de la distribución de iones no térmicos que determina
la estructura de choque de terminación (8) y cuya aceleración
extrae una gran fracción de energía cinética de flujo a granel del incidente
viento solar (7).
TC 84
ZB 0
Z8 0
Z9 84
SN 0028-0836
UT WOS: 000257308300036
ER
PT J
AU Stone, Edward C.
Cummings, Alan C.
McDonald, Frank B.
Heikkila, Bryant C.
Lal, Nand
Webber, William R.
TI Un choque asimétrico de terminación de viento solar
TAN NATURALEZA
VL 454
IS 7200
BP 71
EP 74
DI 10.1038 / nature07022
PD 3 JUL 2008
PY 2008
AB Voyager 2 cruzó el choque de terminación del viento solar a 83.7 UA en el
hemisferio sur, 10 UA más cerca del Sol que lo encontrado por la Voyager 1 en
el norte (1-4). Esta asimetría podría indicar una presión asimétrica.
de un campo magnético interestelar (5,6), de un choque inducido por transitorios
movimiento (7), o de la presión dinámica del viento solar. Aquí informamos que
La intensidad de 4 – 5 MeV protones acelerados por el choque cerca de Voyager
2 fue tres veces lo observado simultáneamente por Voyager 1, lo que indica
diferencias en el shock en los dos lugares. (Informe de documentos complementarios
en el plasma (8), campo magnético (9), onda de plasma (10) y menor energía
observaciones de partículas (11) en el choque.) Voyager 2 no encontró el
fuente de rayos cósmicos anómalos en el choque, lo que sugiere que la fuente
está en otra parte en el choque (12-14) o en la vaina heliótica (15-19). El pequeño
gradiente de intensidad de helio de rayos cósmicos galácticos indica que
el gradiente está más lejos en la heliosheath (20) o en el local
La intensidad del rayo cósmico galáctico interestelar es menor de lo esperado (21).
TC 129
ZB 1
Z8 0
Z9 129
SN 0028-0836
UT WOS: 000257308300037
ER
PT J
AU Burlaga, LF
Ness, NF
Acuna, MH
Lepping, RP
Connerney, JEP
Richardson, JD
TI Campos magnéticos en el choque de terminación del viento solar
TAN NATURALEZA
VL 454
IS 7200
BP 75
EP 77
DI 10.1038 / nature07029
PD 3 JUL 2008
PY 2008
AB Una transición entre el viento solar supersónico y el subsónico
Heliosheath fue observado por la Voyager 1, pero la terminación esperada
No se observó conmoción debido a una brecha en la telemetría (1-4). Aquí te informamos
observaciones de la estructura del campo magnético y la dinámica de la
choque de terminación, realizado por Voyager 2 el 31 de agosto – 1 de septiembre de 2007 a las
una distancia de 83.7 UA del Sol (1 UA es la distancia Tierra – Sol).
Se esperaba un solo cruce del choque, con un límite que era
estable en una escala de tiempo de varios días. Pero los datos revelan un complejo,
choque magnetohidrodinámico supercrítico cuasi perpendicular ondulado de
resistencia moderada en proceso de reforma en una escala de unas pocas horas. los
estructura observada sugiere la importancia de los átomos interestelares ionizados
conmoción.
TC 81
ZB 0
Z8 0
Z9 81
SN 0028-0836
UT WOS: 000257308300038
ER
PT J
AU Gurnett, DA
Kurth, WS
TI Intensas ondas de plasma en y cerca del choque de terminación del viento solar
TAN NATURALEZA
VL 454
IS 7200
BP 78
EP 80
DI 10.1038 / nature07023
PD 3 JUL 2008
PY 2008
Las ondas AB Plasma son un rasgo característico de los choques en plasmas, y son
producido por distribuciones de partículas no térmicas que se desarrollan en el
capa de transición de choque. Los campos eléctricos de estas ondas tienen una clave.
papel en la disipación de energía en el choque y la conducción de la partícula
distribuciones de vuelta hacia el equilibrio térmico (1). Aquí informamos el
detección de intensos campos eléctricos de ondas de plasma en el viento solar
Choque de terminación. Las observaciones se obtuvieron de la onda de plasma.
instrumento en la nave espacial Voyager 2 (2). La primera evidencia de la
El enfoque del choque fue la detección de plasma de electrones aguas arriba
oscilaciones el 1 de agosto de 2007 a una distancia radial heliocéntrica de 83,4
AU (1 AU es la distancia Tierra – Sol). Estas oscilaciones de banda estrecha
continuó de manera intermitente durante aproximadamente un mes hasta, a partir del 31 de agosto
2007 y terminando el 1 de septiembre de 2007, una serie de intensas explosiones de
las ondas electrostáticas de banda ancha señalaron una serie de cruces del
Choque de terminación a una distancia radial heliocéntrica de 83.7 UA. los
El espectro de estas ondas es cuantitativamente similar a las observadas en
choques de proa río arriba de Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.
TC 20
ZB 0
Z8 0
Z9 20
SN 0028-0836
UT WOS: 000257308300039
ER
PT J
AU Wang, Linghua
Lin, Robert P.
Larson, Davin E.
Luhmann, Janet G.
TI Dominación de la presión de la heliosenvasada por los iones de recolección acelerados por choque de
observaciones de átomos neutros
TAN NATURALEZA
VL 454
IS 7200
BP 81
EP 83
DI 10.1038 / nature07068
PD 3 JUL 2008
PY 2008
AB El viento solar sopla una inmensa burbuja magnética, la heliosfera, en el
medio interestelar local (principalmente gas neutro) que fluye por el Sol (1).
Mediciones recientes de Voyager 2 a través del choque de terminación, donde el
el viento solar se ralentiza a velocidades subsónicas antes de entrar en la vaina heliótica,
descubrió que el plasma eólico solar en estado de shock (2) contiene solo similares a 20
por ciento de la energía liberada por el choque de terminación, mientras que
las partículas energéticas (3) anteriores similares a 28 keV contienen solo similares a
10 por ciento; similar al 70 por ciento de la energía no se tiene en cuenta,
llevando a la especulación (2,3) que los iones de recogida no medidos o energéticos
Las partículas inferiores a 28 keV contienen la energía faltante. Aquí nosotros
informar la detección y mapeo de heliosheath energético (4-20 keV)
átomos neutros producidos por el intercambio de carga de iones supratérmicos con
átomos neutrales interestelares. Los átomos neutros energéticos provienen de un
fuente similar a 60 grados de ancho en longitud a horcajadas en la dirección
del medio interestelar local. Sus espectros de energía se parecen a los de
iones de captación de viento solar, pero con una rodilla similar a 11 keV en lugar de
similar a 4 keV, lo que indica que sus iones padres son iones de recolección
energizado por el choque de terminación. Estas terminaciones-choque-energizado
los iones de captación contienen el faltante similar al 70 por ciento de la energía
disipado en el choque de terminación, y dominan la presión en
la heliosheath
TC 12
ZB 0
Z8 0
Z9 12
SN 0028-0836
UT WOS: 000257308300040
ER
PT J
AU Opher, M.
Piedra, CE
Gombosi, TI
TI La orientación del campo magnético interestelar local.
SO CIENCIA
VL 316
IS 5826
BP 875
EP 878
DI 10.1126 / science.1139480
PD 11 DE MAYO DE 2007
PY 2007
AB La orientación del campo magnético interestelar local introduce
asimetrías en la heliosfera que afectan la ubicación de la heliosfera
emisiones de radio y la dirección de transmisión de iones desde la terminación
Choque del viento solar. Combinamos observaciones de emisiones de radio y
transmisión de partículas energéticas con extensas dimensiones tridimensionales
simulaciones computarizadas magnetohidrodinámicas del campo magnético que cubre
la heliopausa para mostrar que el plano del campo interestelar local es
similar a 60 grados a 90 grados desde el plano galáctico. Esta
el hallazgo sugiere que la orientación del campo en el interestelar local
La nube difiere de la de un campo magnético interestelar a mayor escala
se piensa que es paralelo al plano galáctico.
TC 50
ZB 0
Z8 0
Z9 50
SN 0036-8075
UT WOS: 000246369800033
ER
PT J
AU Giampieri, G
Dougherty, MK
Smith, EJ
Russell, CT
TI Un período regular para el campo magnético de Saturno que puede rastrear su
rotación
TAN NATURALEZA
VL 441
IS 7089
BP 62
EP 64
DI 10.1038 / nature04750
PD 4 DE MAYO DE 2006
PY 2006
AB La velocidad de rotación de un planeta es una de sus propiedades fundamentales.
La rotación de Saturno, sin embargo, es difícil de determinar porque hay
sin superficie sólida desde la cual medir el tiempo, y la alternativa ‘reloj’: el
campo magnético: está casi simétricamente alineado con la rotación
eje (1-7). Emisiones de radio, pensadas para proporcionar una medida aproximada de la
rotación del campo magnético, han producido estimaciones de la rotación
período entre 10 h 39 min 22 sy 10 h 45 min 45 s (referencias 8-10).
Debido a que el período determinado a partir de mediciones de radio exhibe grandes
variaciones de tiempo, incluso en escalas de tiempo de meses, ha sido incierto
si la periodicidad de las emisiones de radio coincide con la rotación interna
tasa del planeta. Aquí reportamos mediciones de campo magnético que
reveló una señal magnética estacionaria en el tiempo con un período de 10 h 47 min
6 s +/- 40 s. La señal parece ser estable en período, amplitud y
fase durante 14 meses de observaciones, apuntando a una conexión cercana
con la región conductora dentro del planeta, aunque es
La interpretación como el “verdadero” período de rotación interna todavía es incierta.
TC 64
ZB 1
Z8 0
Z9 64
SN 0028-0836
UT WOS: 000237248600031
ER
PT J
AU Fisk, LA
TI Viaje a lo desconocido más allá
SO CIENCIA
VL 309
IS 5743
BP 2016
EP 2017
DI 10.1126 / science.1118762
PD SEP 23 2005
PY 2005
AB La nave espacial Voyager 1 ha pasado un hito importante. Como es
reportado en documentos en este número, Voyager 1 ha cruzado la terminación
choque del viento solar, donde el viento se desacelera bruscamente para comenzar
su fusión en el medio interestelar local. El choque de terminación
proporcionó sorpresas; La región más allá es un territorio verdaderamente inexplorado.
TC 18
ZB 0
Z8 0
Z9 18
SN 0036-8075
UT WOS: 000232181900037
ER
PT J
Piedra AU, CE
Cummings, AC
McDonald, FB
Heikkila, BC
Lal, N
Webber, WR
TI Voyager 1 explora la región de choque de terminación y la vaina heliótica
más allá
SO CIENCIA
VL 309
IS 5743
BP 2017
EP 2020
DI 10.1126 / science.1117684
PD SEP 23 2005
PY 2005
AB Voyager 1 cruzó el choque de terminación del flujo supersónico del
viento solar el 16 de diciembre de 2004 a una distancia de 94.01 unidades astronómicas
del Sol, convirtiéndose en la primera nave espacial en comenzar a explorar el
heliosheath, la capa más externa de la heliosfera. El shock es un
fuente constante de protones de baja energía con un espectro de energía similar a
E-1.41 +/- 0.15 de 0.5 a similar a 3.5 megaelectron voltios,
consistente con un choque de terminación débil que tiene una velocidad del viento solar
relación de salto r = 2.6 (-0.2) (+ 0.4). Sin embargo, en contradicción con muchos
predicciones, la intensidad de helio de rayos cósmicos anómalos (ACR) no
pico en la descarga, lo que indica que la fuente de ACR no está en la descarga
región local a Voyager 1. Las intensidades de similar a 10 megaelectrones
voltios electrones, ACR y rayos cósmicos galácticos han aumentado constantemente
desde finales de 2004 ya que los efectos de la modulación solar han disminuido.
TC 282
ZB 2
Z8 0
Z9 282
SN 0036-8075
UT WOS: 000232181900038
ER
PT J
AU Decker, RB
Krimigis, SM
Roelof, EC
Hill, ME
Armstrong, TP
Gloeckler, G
Hamilton, DC
Lanzerotti, LJ
TI Voyager 1 en premontaje, choque de terminación y heliosheath
SO CIENCIA
VL 309
IS 5743
BP 2020
EP 2024
DI 10.1126 / science.1117569
PD SEP 23 2005
PY 2005
AB Voyager 1 (V1) comenzó a medir iones energéticos precursores y electrones
del choque de terminación heliosférica (TS) en julio de 2002. Durante el
2,5 años después, las intensidades promedio de partículas aumentaron cuando V1 penetró
más profundamente en la previsión energética de partículas del TS. A lo largo de 2004,
V1 observó intensidades fluctuantes aún mayores de iones desde 40
kiloetectrones voltios (keV) a> = 50 megaelectrones voltios por nucleón y de
electrones de> 26 keV a> = 350 keV. En el día 350 de 2004 (2004/350), V1
observó un pico de intensidad de iones y electrones que fue seguido por un
factor sostenido de 10 aumentos a las energías más bajas y menores
aumenta a energías más altas, mayores que cualquier intensidad desde que V1 fue
a 15 unidades astronómicas en 1982. El flujo radial estimado del viento solar
la velocidad fue positiva (hacia afuera) a una velocidad similar a +100 kilómetros por segundo
(km s (-1)) desde 2004/352 hasta 2005/018, cuando los flujos radiales se volvieron
predominantemente negativo (hacia el sol) y fluctúa entre similar a -50
y 0 km s (-1) hasta aproximadamente 005/110; luego se volvieron más positivos, con
valores recientes (2005/179) de similar a +50 km s (-1). El enérgico
el espectro de protones promediado durante el período posterior al choque aparentemente es
dominado por iones de captación interestelar fuertemente calentados. Nosotros interpretamos
estas observaciones como evidencia de que V1 fue cruzado por el TS en 2004/351
(durante un intervalo de seguimiento) a 94.0 unidades astronómicas, evidentemente como el
el choque se movía radialmente hacia adentro en respuesta a la disminución del viento solar
presión de ram, y que V1 ha permanecido en la vaina helios hasta al menos
mediados de 2005.
TC 206
ZB 1
Z8 0
Z9 206
SN 0036-8075
UT WOS: 000232181900039
ER
PT J
AU Gurnett, DA
Kurth, WS
TI Oscilaciones de plasma electrónicas aguas arriba de la terminación del viento solar
conmoción
SO CIENCIA
VL 309
IS 5743
BP 2025
EP 2027
DI 10.1126 / science.1117425
PD SEP 23 2005
PY 2005
Se han detectado oscilaciones de plasma de electrones AB aguas arriba de la energía solar.
Choque de terminación del viento por el instrumento de onda de plasma en el Voyager 1
astronave. Estas ondas se observaron por primera vez el 11 de febrero de 2004, a una
distancia radial heliocéntrica de 91.0 unidades astronómicas, y continuó
esporádicamente con una tasa de incidencia gradualmente creciente durante casi un
año. El último evento ocurrió el 15 de diciembre de 2004, a 94.1 astronómico.
unidades, justo antes de que la nave espacial cruzara el choque de terminación. Ya que
entonces, no se han observado más oscilaciones de plasma de electrones,
consistente con la nave espacial que ha cruzado el choque de terminación en
la heliosheath
TC 50
ZB 0
Z8 0
Z9 50
SN 0036-8075
UT WOS: 000232181900040
ER
PT J
AU Burlaga, LF
Ness, NF
Acuna, IH
Acuna, MH
Lepping, RP
Connerney, JEP
Piedra, CE
McDonald, FB
TI Cruzando el choque de terminación en la vaina: campos magnéticos
SO CIENCIA
VL 309
IS 5743
BP 2027
EP 2029
DI 10.1126 / science.1117542
PD SEP 23 2005
PY 2005
AB Los campos magnéticos medidos por la Voyager 1 muestran que la nave espacial cruzó
o fue atravesado por el choque de terminación el 16 de diciembre de 2004 a las
94.0 unidades astronómicas. Una estimación de la relación de compresión de la
intensidad del campo magnético B (+/- error estándar de la media) a través de
el choque es B-2 / B-1 = 3.05 +/- 0.04, pero las relaciones en el rango de 2 a 4
son admisibles El promedio de B en la vaina heliótica desde el día 1 hasta el día
110 de 2005 fue 0.136 +/- 0.035 nanoteslas, similar a 4.2 veces que
predicho por el modelo de Parker para B. El campo magnético en la vaina heliótica
desde el día 361 de 2004 hasta el día 110 de 2005 señalaba lejos de la
Sol a lo largo de la espiral de Parker. La distribución de probabilidad de cada hora
los promedios de B en la vaina helios es una distribución gaussiana. El cósmico
la intensidad del rayo aumentó cuando B era relativamente grande en la vaina de hetios.
TC 145
ZB 0
Z8 0
Z9 145
SN 0036-8075
UT WOS: 000232181900041
ER
PT J
AU Kerr, RA
TI Planetary science – Voyager 1 cruza una nueva frontera y puede salvarse
desde la terminación
SO CIENCIA
VL 308
IS 5726
BP 1237
EP 1238
PD 27 DE MAYO DE 2005
PY 2005
TC 3
ZB 0
Z8 0
Z9 3
SN 0036-8075
UT WOS: 000229482300005
ER
PT J
AU Reichhardt, T
El déficit de financiación de TI NASA significa el final del viaje para las sondas Voyager
TAN NATURALEZA
VL 434
IS 7030
BP 125
EP 125
DI 10.1038 / 434125a
PD 10 MAR 2005
PY 2005
TC 0
ZB 0
Z8 0
Z9 0
SN 0028-0836
UT WOS: 000227494500003
ER
PT J
AU Sánchez-Lavega, A
Punto de vista de TI: ¿cuánto dura el día en Saturno?
SO CIENCIA
VL 307
IS 5713
BP 1223
EP 1224
DI 10.1126 / science.1104956
PD 25 de febrero de 2005
PY 2005
AB Determinar el período de rotación de un planeta puede ser difícil si el planeta
pega una superficie sólida. Sin embargo, para planetas con un magnético interno
campo, las emisiones en las longitudes de onda de radio son moduladas por el planeta
velocidad de rotación Los últimos resultados de la nave espacial Cassini parecen
indican que la velocidad de rotación de Saturno se ha ralentizado en 6 minutos desde
las naves espaciales Voyager 1 y 2 volaron por el planeta en 1980 y 1981, pero
No está claro si se ha producido una desaceleración. Datos futuros
recogido por Cassini puede resolver la pregunta.
TC 21
ZB 0
Z8 0
Z9 21
SN 0036-8075
UT WOS: 000227313200036
ER
PT J
AU Prange, R
Pallier, L
Hansen, KC
Howard, R
Vourlidas, A
Courtin, G
Parkinson, C
TI Un choque interplanetario trazado por tormentas aurorales planetarias del Sol.
a Saturno
TAN NATURALEZA
VL 432
IS 7013
BP 78
EP 81
DI 10.1038 / nature02986
PD 4 DE NOVIEMBRE DE 2004
PY 2004
AB Una relación entre la actividad solar y las auroras en la Tierra fue
postulado (1,2) mucho antes de que las sondas espaciales detectaran directamente el plasma
propagándose hacia el exterior desde el sol (3). Violentos eventos de erupción solar
desencadenar choques interplanetarios (4) que comprimen la magnetosfera de la Tierra,
conduciendo a una mayor precipitación de partículas energéticas en el
ionosfera y tormentas aurorales posteriores (5,6). Monitorear los choques es ahora
parte del programa de pronóstico ‘Clima espacial’ destinado a predecir
peligros ambientales relacionados con la actividad solar. Los planetas exteriores también
experimentar auroras, y aquí informamos el descubrimiento de un fuerte
emisión polar transitoria en Saturno, atribuida tentativamente a la
paso de un choque interplanetario, y en última instancia a una serie de energía solar
eventos de eyección de masa coronal (CME). Podríamos rastrear el choque provocado
eventos desde la Tierra, donde se registraron tormentas aurorales, hasta Júpiter, donde
la actividad auroral fue fuertemente mejorada, y hacia Saturno, donde
activó la fuente polar inusual. Esto establece que las perturbaciones retienen
sus propiedades y su capacidad para desencadenar actividad auroral planetaria
a lo largo del Sistema Solar. Nuestros resultados también revelan diferencias en el
respuestas aurorales planetarias en el choque pasajero, especialmente en su
dependencias de latitudinal y hora local.
TC 40
ZB 0
Z8 0
Z9 40
SN 0028-0836
UT WOS: 000224854900041
ER
EF
