viento solar

La existencia de partículas que fluyen desde el Sol hacia la Tierra fue sugerida por primera vez por el astrónomo británico Richard C. Carrington . En 1859, Carrington y Richard Hodgson realizaron de forma independiente las primeras observaciones de lo que más tarde se denominaría erupción solar . Se trata de un aumento repentino y localizado del brillo en el disco solar, que ahora se sabe ^{[ 4 ]} que suele ocurrir junto con una eyección episódica de material y flujo magnético de la atmósfera solar, conocida como eyección de masa coronal . Al día siguiente, se observó una potente tormenta geomagnética , y Carrington sospechó que podría existir una conexión; actualmente, la tormenta geomagnética se atribuye a la llegada de la eyección de masa coronal al espacio cercano a la Tierra y su posterior interacción con la magnetosfera terrestre . El académico irlandés George FitzGerald sugirió más tarde que la materia se aceleraba regularmente alejándose del Sol, llegando a la Tierra después de varios días. ^{[ 5 ]}

En 1910, el astrofísico británico Arthur Eddington sugirió esencialmente la existencia del viento solar, sin nombrarlo, en una nota a pie de página de un artículo sobre el cometa Morehouse . ^{[ 6 ]} La propuesta de Eddington nunca fue aceptada por completo, a pesar de que también había hecho una sugerencia similar en un discurso en la Royal Institution el año anterior, en el que había postulado que el material eyectado consistía en electrones, mientras que en su estudio del cometa Morehouse había supuesto que eran iones . ^{[ 6 ]}

La idea de que el material eyectado consistía tanto en iones como en electrones fue sugerida por primera vez por el científico noruego Kristian Birkeland . ^{[ 7 ]} Sus estudios geomagnéticos mostraron que la actividad auroral era casi ininterrumpida. Dado que estas manifestaciones y otra actividad geomagnética eran producidas por partículas del Sol, concluyó que la Tierra estaba siendo bombardeada continuamente por "rayos de corpúsculos eléctricos emitidos por el Sol". ^{[ 5 ]} En 1916 propuso que, "Desde un punto de vista físico, es muy probable que los rayos solares no sean exclusivamente negativos ni positivos, sino de ambos tipos"; en otras palabras, el viento solar consiste tanto en electrones negativos como en iones positivos. ^{[ 8 ]} Tres años después, en 1919, el físico británico Frederick Lindemann también sugirió que el Sol eyecta partículas de ambas polaridades: protones y electrones. ^{[ 9 ]}

Hacia la década de 1930, los científicos concluyeron que la temperatura de la corona solar debía ser de un millón de grados Celsius debido a su extensión en el espacio (como se observa durante un eclipse solar total). Estudios espectroscópicos posteriores confirmaron esta extraordinaria temperatura. A mediados de la década de 1950, el matemático británico Sydney Chapman calculó las propiedades de un gas a dicha temperatura y determinó que, al ser la corona un excelente conductor del calor, debía extenderse mucho más allá de la órbita de la Tierra. También en la década de 1950, el astrónomo alemán Ludwig Biermann se interesó por el hecho de que la cola de un cometa siempre apunta en dirección opuesta al Sol, independientemente de la dirección en la que se desplace. Biermann postuló que esto sucede porque el Sol emite un flujo constante de partículas que empuja la cola del cometa en esa dirección. ^{[ 10 ]} Se le atribuye al astrónomo alemán Paul Ahnert (por Wilfried Schröder) ser el primero en relacionar el viento solar con la dirección de la cola de un cometa basándose en observaciones del cometa Whipple-Fedke (1942g). ^{[ 11 ]}

En 1956, Biermann llegó a la Universidad de Chicago, donde discutió sus resultados con el astrofísico Eugene Parker . Parker también habló sobre la corona solar con el matemático Sydney Chapman, quien mencionó que "la corona es tan caliente que debería extenderse hasta la órbita de la Tierra". Parker conjeturó entonces que "la corona y la radiación corpuscular solar deben ser lo mismo": ^{[ 12 ]} El propio Parker afirmó que las matemáticas necesarias para el descubrimiento del viento solar eran solo "cuatro líneas de álgebra". ^{[ 13 ]}

Lo llamé viento solar porque sentí que radiación corpuscular solar da una idea equivocada. Con ese término, uno piensa en partículas individuales siendo expulsadas, que era la imagen original que teníamos. Pero en realidad es un flujo de gas ordinario. ^{[ 12 ]}

Las matemáticas necesarias para descubrir el viento solar eran, según Parker, solo "cuatro líneas de álgebra". ^{[ 13 ]} Parker propuso que, aunque la corona del Sol es fuertemente atraída por la gravedad solar, es tan buen conductor del calor que sigue estando muy caliente a grandes distancias del Sol. A medida que la gravedad solar se debilita con el aumento de la distancia al Sol, el efecto hidrodinámico es idéntico al de una boquilla de De Laval , lo que provoca una transición de flujo subsónico a supersónico. ^{[ 14 ]} Cuando Parker escribió ecuaciones hidrodinámicas para una atmósfera coronal isotérmica y extendida, ^{[ 14 ]} la velocidad del flujo de plasma integrada a una forma cerrada : ^{[ 15 ]}$${\displaystyle \left[{\frac {v^{2}}{v_{m}^{2}}}-\ln \left({\frac {v^{2}}{v_{m}^{2}}}\right)\right]=4\ln \left({\frac {r}{a}}\right)+\left({\frac {v_{\text{esc}}^{2}}{v_{m}^{2}}}\right)\left({\frac {a}{r}}\right)-4\ln \left({\frac {v_{\text{esc}}^{2}}{v_{m}^{2}}}\right)-3+\ln 256}$$ Una solución a esta ecuación se reconoció inmediatamente como un viento solar. ^{[ 12 ]}

La teoría de Parker sobre el viento solar supersónico también predijo la forma del campo magnético solar en el Sistema Solar exterior . Parker argumentó que una corona de un millón de grados no puede permanecer estática: las fuerzas de presión deben impulsar un flujo que se expande radialmente y que se acelera desde subsónico cerca del Sol hasta supersónico más allá de un punto crítico. Además, observó que los vientos de rotación solar transportaban hacia afuera las líneas del campo magnético formando un patrón espiral en la eclíptica, ahora llamado espiral de Parker . ^{[ 16 ]}

Su modelo teórico no fue aceptado de inmediato por la comunidad astronómica: cuando Parker presentó los resultados a The Astrophysical Journal en 1958, ^{[ 14 ]} dos revisores recomendaron su rechazo. Un revisor comentó sobre el artículo: «Bueno, yo sugeriría que Parker fuera a la biblioteca y leyera sobre el tema antes de intentar escribir un artículo al respecto, porque esto es un completo disparate». ^{[ 17 ]} El editor de la revista y colega de Parker en la Universidad de Chicago, el futuro premio Nobel Subrahmanyan Chandrasekhar , al no encontrar errores evidentes en el artículo, desautorizó a los revisores y lo publicó, a pesar de que no estaba de acuerdo con la teoría de Parker. ^{[ 17 ]}

Un colega de la Universidad de Chicago, Joseph W. Chamberlain , ^{[ 15 ]} publicó un artículo en 1960 que mostraba que la ecuación de velocidad del flujo de plasma también admitía una solución con una disminución exponencial de la velocidad del flujo a medida que nos alejábamos del sol. ^{[ 18 ]} La solución subsónica de Chamberlain se denominó "brisa solar", ^{[ 19 ]} y el físico de plasma italiano Marco Velli demostró posteriormente que "la solución de la brisa es inestable" ante perturbaciones de baja frecuencia. ^{[ 20 ] [ 21 ]}

Las predicciones teóricas de Parker fueron confirmadas por observaciones satelitales; se la denomina "un ejemplo único en astrofísica, debido a su confirmación inmediata y breve mediante observaciones". ^{[ 22 ]}

En enero de 1959, la nave espacial soviética Luna 1 observó directamente por primera vez el viento solar y midió su intensidad, ^{[ 23 ] [ 24 ] [ 25 ]} utilizando trampas de iones hemisféricas. El descubrimiento, realizado por Konstantin Gringauz , fue verificado por Luna  2 , Luna  3 y las mediciones más distantes de Venera  1. Tres años después, la geofísica estadounidense Marcia Neugebauer y sus colaboradores realizaron una medición similar utilizando la nave espacial Mariner  2. ^{[ 26 ]} Los datos de Mariner 2 revelaron dos tipos de viento solar, un componente de baja velocidad y otro de alta velocidad. ^{[ 19 ]}

La primera simulación numérica del viento solar en la corona solar, incluyendo líneas de campo cerradas y abiertas , fue realizada por Pneuman y Kopp en 1971. Las ecuaciones de magnetohidrodinámica en estado estacionario se resolvieron iterativamente comenzando con una configuración dipolar inicial. ^{[ 27 ]}

En 1990, se lanzó la sonda Ulysses para estudiar el viento solar desde latitudes solares altas. Todas las observaciones anteriores se habían realizado en el plano de la eclíptica del Sistema Solar o cerca de él . ^{[ 28 ]}

A finales de la década de 1990, el espectrómetro coronal ultravioleta (UVCS) a bordo de la nave espacial SOHO observó la región de aceleración del viento solar rápido que emana de los polos del Sol y descubrió que el viento se acelera mucho más rápido de lo que puede explicarse únicamente por la expansión termodinámica. El modelo de Parker predijo que el viento debería hacer la transición a flujo supersónico a una altitud de aproximadamente cuatro radios solares (aprox. 3.000.000  km) desde la fotosfera (superficie); pero la transición (o "punto sónico") ahora parece ser mucho más baja, quizás solo un radio solar (aprox. 700.000  km) por encima de la fotosfera, lo que sugiere que algún mecanismo adicional acelera el viento solar alejándolo del Sol. La aceleración del viento rápido aún no se comprende y no puede explicarse completamente con la teoría de Parker. Sin embargo, la explicación gravitacional y electromagnética de esta aceleración se detalla en un artículo anterior del premio Nobel de Física de 1970 , Hannes Alfvén . ^{[ 29 ] [ 30 ]}

Del 10 al 12 de mayo de 1999, las naves espaciales ACE ( Advanced Composition Explorer ) y WIND de la NASA observaron una disminución del 98 % en la densidad del viento solar. Esto permitió que electrones energéticos del Sol fluyeran hacia la Tierra en haces estrechos conocidos como " strahl ", lo que provocó un evento inusual de "lluvia polar", en el que apareció una aurora visible sobre el Polo Norte. Además, la magnetosfera terrestre aumentó entre 5 y 6 veces su tamaño normal. ^{[ 31 ]}

La misión STEREO se lanzó en 2006 para estudiar las eyecciones de masa coronal y la corona solar, utilizando estereoscopía a partir de dos sistemas de imágenes ampliamente separados. Cada nave espacial STEREO llevaba dos generadores de imágenes heliosféricas: cámaras de campo amplio y alta sensibilidad capaces de captar imágenes del propio viento solar, mediante la dispersión de Thomson de la luz solar en los electrones libres. Las grabaciones de STEREO revelaron el viento solar cerca de la eclíptica como un flujo turbulento a gran escala.

El 13 de diciembre de 2010, la Voyager 1 determinó que la velocidad del viento solar, en su ubicación a 17.400 millones de kilómetros (10.800 millones de millas) de la Tierra, se había reducido a cero. «Hemos llegado al punto en que el viento del Sol, que hasta ahora siempre se movía hacia afuera, ya no se mueve hacia afuera; solo se mueve lateralmente para poder terminar descendiendo por la cola de la heliosfera, que es un objeto con forma de cometa», dijo Edward Stone, científico del proyecto Voyager. ^{[ 32 ] [ 33 ]}  

En 2018, la NASA lanzó la sonda solar Parker , nombrada en honor al astrofísico estadounidense Eugene Parker, con la misión de estudiar la estructura y la dinámica de la corona solar, en un intento por comprender los mecanismos que provocan que las partículas se calienten y aceleren formando el viento solar. Durante su misión de siete años, la sonda realizará veinticuatro órbitas alrededor del Sol, adentrándose cada vez más en la corona con el perihelio de cada órbita , hasta llegar a estar a tan solo 0,04 unidades astronómicas de la superficie solar. Es la primera nave espacial de la NASA que lleva el nombre de una persona viva, y Parker, a sus 91 años, estuvo presente para presenciar el lanzamiento. ^{[ 34 ]}

En marzo de 2023, las observaciones solares en el ultravioleta extremo mostraron que la reconexión magnética a pequeña escala podría ser un motor del viento solar en forma de un enjambre de nanoflares, manifestándose como una actividad de chorros omnipresente, también conocida como jetlets, que produce corrientes efímeras de plasma caliente y ondas de Alfvén en la base de la corona solar. Esta actividad también podría estar relacionada con el fenómeno de inversión magnética del viento solar. ^{[ 40 ] [ 41 ]}

Se observa que el viento solar existe en dos estados fundamentales, denominados viento solar lento y viento solar rápido, aunque sus diferencias van mucho más allá de sus velocidades. En el espacio cercano a la Tierra, se observa que el viento solar lento tiene una velocidad de300–500  km/s , una temperatura de ~100 kilokelvin  y una composición que coincide estrechamente con la corona . Por el contrario, el viento solar rápido tiene una velocidad típica de750  km/s , ^{[ 42 ]} una temperatura de800  kilokelvin ^{[ 43 ]} y casi coincide con la composición de la fotosfera del Sol . ^{[ 44 ]} El viento solar lento es dos veces más denso y más variable que el viento solar rápido. ^{[ 37 ] [ 45 ]}

El viento solar lento parece originarse en una región alrededor del cinturón ecuatorial del Sol conocida como el "cinturón de corrientes", donde se producen corrientes coronales por el flujo magnético abierto a la heliosfera que se extiende sobre bucles magnéticos cerrados. Las estructuras coronales exactas involucradas en la formación del viento solar lento y el método por el cual se libera el material aún están en debate. ^{[ 46 ] [ 47 ] [ 48 ]} Las observaciones del Sol entre 1996 y 2001 mostraron que la emisión del viento solar lento ocurrió en latitudes de hasta 30–35° durante el mínimo solar (el período de menor actividad solar), luego se expandió hacia los polos a medida que el ciclo solar se acercaba al máximo. En el máximo solar , los polos también emitían un viento solar lento. ^{[ 49 ]}

El viento solar rápido se origina en los agujeros coronales , ^{[ 50 ]} que son regiones en forma de embudo con líneas de campo abiertas en el campo magnético del Sol . ^{[ 51 ]} Estas líneas abiertas son particularmente frecuentes alrededor de los polos magnéticos del Sol. La fuente del plasma son pequeños campos magnéticos creados por celdas de convección en la atmósfera solar. Estos campos confinan el plasma y lo transportan hacia los estrechos cuellos de los embudos coronales, que se encuentran a solo 20 000  km por encima de la fotosfera. El plasma se libera en el embudo cuando estas líneas de campo magnético se reconectan. ^{[ 52 ]}

Cerca de la órbita terrestre a 1 unidad astronómica (UA), el plasma fluye a velocidades que van desde 250 a 750  km/s con una densidad que va desde 3 a 10 partículas por centímetro cúbico y una temperatura que va desde ^10⁴ a ^10⁶ kelvin . ^{[ 53 ]}

En promedio, la densidad del plasma disminuye con el cuadrado de la distancia al Sol, ^{[ 54 ] : Sec. 2.4} mientras que la velocidad disminuye y se estabiliza a 1  UA. ^{[ 54 ] : Fig. 5}

Voyager 1 y Voyager 2 informaron una densidad de plasma n entre 0,001 y 0,005  partículas/cm³ ^a ​​distancias de 80 a 120  UA, aumentando rápidamente más allá de las 120  UA en la heliopausa a entre 0,05 y 0,2  partículas/ ^cm³ . ^{[ 55 ]}

En1 UA  , el viento ejerce una presión típicamente en el rango de1–6  nPa ((1–6) × 10 ⁻⁹  N/m ² ), ^{[ 56 ]} aunque puede variar fácilmente fuera de ese rango.

La presión dinámica es función de la velocidad del viento y la densidad. La fórmula es

${\displaystyle P=m_{\text{p}}\cdot n\cdot V^{2}=\mathrm {1.6726\times 10^{-27}\,kg} \cdot n\cdot V^{2}}$

donde m _p es la masa del protón , la presión P está en Pa (pascales), n es la densidad en partículas/cm ³ y V es la velocidad en km/s del viento solar. ^{[ 57 ]}

Tanto el viento solar rápido como el lento pueden verse interrumpidos por grandes y rápidas explosiones de plasma llamadas eyecciones de masa coronal (EMC). Las EMC son causadas por una liberación de energía magnética en el Sol. En los medios de comunicación populares, las EMC suelen denominarse "tormentas solares" o "tormentas espaciales". A veces, pero no siempre, se asocian con erupciones solares , que son otra manifestación de la liberación de energía magnética en el Sol. Las EMC provocan ondas de choque en el delgado plasma de la heliosfera, lanzando ondas electromagnéticas y acelerando partículas (principalmente protones y electrones ) para formar cascadas de radiación ionizante que preceden a la EMC. ^{[ 58 ]}

Cuando una eyección de masa coronal (CME) impacta la magnetosfera terrestre, deforma temporalmente el campo magnético de la Tierra , cambiando la dirección de las agujas de las brújulas e induciendo grandes corrientes eléctricas en el suelo; esto se denomina tormenta geomagnética y es un fenómeno global. Los impactos de las CME pueden inducir la reconexión magnética en la magnetocola terrestre (el lado oscuro de la magnetosfera); esto lanza protones y electrones hacia abajo, hacia la atmósfera terrestre, donde forman la aurora boreal .

Las eyecciones de masa coronal (CME) no son la única causa del clima espacial . Se sabe que diferentes zonas del Sol generan vientos con velocidades y densidades ligeramente distintas, dependiendo de las condiciones locales. De forma aislada, cada una de estas corrientes de viento formaría una espiral con un ángulo ligeramente diferente: las corrientes rápidas se desplazarían más directamente hacia afuera, mientras que las lentas rodearían más al Sol. Las corrientes rápidas tienden a alcanzar a las más lentas que se originan al oeste del Sol, formando regiones de interacción turbulentas que generan ondas y partículas aceleradas, y que afectan a la magnetosfera terrestre de forma similar a las CME, aunque con menor intensidad.

Las CME tienen una estructura interna compleja, con una región altamente turbulenta de plasma caliente y comprimido (conocida como vaina) que precede a la llegada de una región de plasma relativamente frío y fuertemente magnetizado (conocida como nube magnética o eyección). ^{[ 59 ]} La vaina y la eyección tienen un impacto muy diferente en la magnetosfera terrestre y en diversos fenómenos del clima espacial , como el comportamiento de los cinturones de radiación de Van Allen . ^{[ 60 ]}

Los giros magnéticos son inversiones repentinas en el campo magnético del viento solar. ^{[ 61 ]} También pueden describirse como perturbaciones viajeras en el viento solar que causaron que el campo magnético se curvara sobre sí mismo. Fueron observados por primera vez por la misión Ulysses de la NASA y la ESA , la primera nave espacial en sobrevolar los polos del Sol . ^{[ 62 ] [ 63 ]} La sonda solar Parker observó los primeros giros magnéticos en 2018. ^{[ 62 ]}

Donde el viento solar se cruza con un planeta que posee un campo magnético bien desarrollado (como la Tierra, Júpiter o Saturno), las partículas son desviadas por la fuerza de Lorentz . Esta región, conocida como magnetosfera , provoca que las partículas viajen alrededor del planeta en lugar de bombardear la atmósfera o la superficie. La magnetosfera tiene aproximadamente la forma de un hemisferio en el lado que mira al Sol, y se extiende en una larga estela en el lado opuesto. El límite de esta región se denomina magnetopausa , y algunas partículas pueden penetrar la magnetosfera a través de esta región mediante la reconexión parcial de las líneas del campo magnético. ^{[ 36 ]}

El viento solar es responsable de la forma general de la magnetosfera terrestre. Las fluctuaciones en su velocidad, densidad, dirección y campo magnético arrastrado afectan fuertemente el entorno espacial local de la Tierra. Por ejemplo, los niveles de radiación ionizante e interferencia de radio pueden variar en factores de cientos a miles; y la forma y ubicación de la magnetopausa y la onda de choque de proa aguas arriba de ella pueden cambiar en varios radios terrestres, exponiendo a los satélites geoestacionarios al viento solar directo. Estos fenómenos se conocen colectivamente como clima espacial .

Un nuevo estudio realizado por la misión Cluster de la Agencia Espacial Europea propone que el viento solar penetra la magnetosfera con mayor facilidad de lo que se creía. Un grupo de científicos observó directamente la existencia de ciertas ondas en el viento solar que no se habían detectado. Un estudio reciente muestra que estas ondas permiten que las partículas cargadas del viento solar atraviesen la magnetopausa. Esto sugiere que la burbuja magnética actúa más como un filtro que como una barrera continua. Este último descubrimiento se produjo gracias a la singular disposición de las cuatro naves espaciales Cluster, idénticas entre sí, que vuelan en una configuración controlada por el espacio cercano a la Tierra. Al recorrer la magnetosfera y el espacio interplanetario, la flota proporciona información tridimensional excepcional sobre los fenómenos que conectan el Sol con la Tierra.

La investigación caracterizó las variaciones en la formación del campo magnético interplanetario (FMI), influenciadas en gran medida por la inestabilidad de Kelvin-Helmholtz (que ocurre en la interfaz de dos fluidos) como resultado de diferencias en el espesor y otras numerosas características de la capa límite. Los expertos creen que esta fue la primera vez que se observó la aparición de ondas de Kelvin-Helmholtz en la magnetopausa con una orientación descendente del FMI a altas latitudes. Estas ondas se están observando en lugares imprevistos bajo condiciones de viento solar que antes se consideraban indeseables para su generación. Estos descubrimientos muestran cómo la magnetosfera terrestre puede ser penetrada por partículas solares bajo circunstancias específicas del FMI. Los hallazgos también son relevantes para los estudios de progresiones magnetosféricas alrededor de otros cuerpos planetarios. Este estudio sugiere que las ondas de Kelvin-Helmholtz pueden ser un instrumento relativamente común, y posiblemente constante, para la entrada del viento solar en las magnetosferas terrestres bajo diversas orientaciones del FMI. ^{[ 67 ]}

El viento solar afecta a otros rayos cósmicos incidentes que interactúan con las atmósferas planetarias. Además, los planetas con una magnetosfera débil o inexistente son susceptibles a la erosión atmosférica provocada por el viento solar.

Venus , el planeta más cercano y similar a la Tierra, tiene una atmósfera 100 veces más densa, con poco o ningún campo geomagnético. Las sondas espaciales descubrieron una cola similar a la de un cometa que se extiende hasta la órbita de la Tierra. ^{[ 68 ]}

La Tierra está protegida en gran medida del viento solar por su campo magnético , que desvía la mayoría de las partículas cargadas; sin embargo, algunas quedan atrapadas en el cinturón de radiación de Van Allen . Un número menor de partículas del viento solar logra viajar, como si fuera por una línea de transmisión de energía electromagnética, hasta la atmósfera superior y la ionosfera terrestres , en las zonas aurorales. El viento solar solo es observable en la Tierra cuando es lo suficientemente fuerte como para producir fenómenos como las auroras y las tormentas geomagnéticas . Las auroras brillantes calientan intensamente la ionosfera, provocando que su plasma se expanda hacia la magnetosfera, aumentando el tamaño de la geosfera plasmática e inyectando materia atmosférica en el viento solar. Las tormentas geomagnéticas se producen cuando la presión del plasma contenido en la magnetosfera es lo suficientemente grande como para inflar y, por lo tanto, distorsionar el campo geomagnético.

Aunque Marte es más grande que Mercurio y cuatro veces más lejos del Sol, se cree que el viento solar ha despojado hasta un tercio de su atmósfera original, dejando una capa 1/100 de densa como la de la Tierra. Se cree que el mecanismo de este desprendimiento atmosférico es el gas atrapado en burbujas del campo magnético, que son arrancadas por el viento solar. ^{[ 69 ]} En 2015, la misión MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile Evolution ) de la NASA midió la tasa de desprendimiento atmosférico causada por el campo magnético transportado por el viento solar al pasar por Marte, que genera un campo eléctrico, de forma similar a como una turbina en la Tierra puede generar electricidad. Este campo eléctrico acelera los átomos de gas cargados eléctricamente, llamados iones, en la atmósfera superior de Marte y los lanza al espacio. ^{[ 70 ]} La misión MAVEN midió la tasa de desprendimiento atmosférico en aproximadamente 100 gramos (≈1/4  lb) por segundo. ^{[ 71 ]}

Mercurio , el planeta más cercano al Sol, soporta de lleno el impacto del viento solar, y dado que su atmósfera es vestigial y transitoria, su superficie está bañada en radiación.

Mercurio posee un campo magnético intrínseco, por lo que, en condiciones normales de viento solar, este no puede penetrar su magnetosfera y las partículas solo alcanzan la superficie en las regiones de la cúspide. Sin embargo, durante las eyecciones de masa coronal, la magnetopausa puede comprimirse contra la superficie del planeta, y en estas condiciones, el viento solar puede interactuar libremente con ella.

La Luna no tiene atmósfera ni campo magnético intrínseco , por lo que su superficie es bombardeada directamente por el viento solar. Las misiones del Proyecto Apolo desplegaron colectores pasivos de aluminio para intentar obtener muestras del viento solar, y el suelo lunar recuperado para su estudio confirmó que el regolito lunar está enriquecido con núcleos atómicos depositados por el viento solar. Estos elementos podrían resultar recursos útiles para futuras expediciones lunares. ^{[ 72 ]}

La superficie de Alfvén es el límite que separa la corona del viento solar, definido como el punto donde la velocidad de Alfvén del plasma coronal y la velocidad del viento solar a gran escala son iguales. ^{[ 73 ] [ 74 ]}

Los investigadores no estaban seguros de la ubicación exacta de la superficie crítica de Alfvén del Sol. Basándose en imágenes remotas de la corona, las estimaciones la situaban entre 10 y 20 radios solares de la superficie solar. El 28 de abril de 2021, durante su octavo sobrevuelo del Sol, la sonda solar Parker de la NASA encontró las condiciones magnéticas y de partículas específicas a 18,8 radios solares que indicaban que había penetrado la superficie de Alfvén. ^{[ 75 ]}

El viento solar crea una burbuja en el medio interestelar (el gas enrarecido de hidrógeno y helio que impregna la galaxia). El punto donde la fuerza del viento solar ya no es suficiente para repeler el medio interestelar se conoce como heliopausa y suele considerarse el límite exterior del Sistema Solar. La distancia a la heliopausa no se conoce con precisión y probablemente depende de la velocidad actual del viento solar y de la densidad local del medio interestelar, pero se encuentra muy lejos de la órbita de Plutón . Los científicos esperan obtener información sobre la heliopausa a partir de los datos recopilados mediante la misión Interstellar Boundary Explorer (IBEX), lanzada en octubre de 2008.

La heliopausa se considera una de las formas de definir la extensión del Sistema Solar, junto con el Cinturón de Kuiper y el radio en el que la influencia gravitacional del Sol es igualada por otras estrellas. ^{[ 76 ]} La extensión máxima de esa influencia se ha estimado entre 50 000 unidades astronómicas (7 500 billones de kilómetros; 0,79 años luz) y 2 años luz (130 000 ua) , en comparación con la heliopausa (el límite exterior de la heliosfera), que ha sido detectada a unas 120 ua (18 000 millones de km) por la sonda Voyager 1. ^{[ 77 ]}     

La nave espacial Voyager 2 cruzó el choque de terminación más de cinco veces entre el 30 de agosto y el 10 de diciembre de 2007. ^{[ 78 ]} Voyager 2 cruzó el choque aproximadamente mil millones de kilómetros más cerca del Sol que la distancia de 13.5 mil millones de km (90 ua ) donde Voyager 1 encontró el choque de terminación. ^{[ 79 ] [ 80 ]} La nave espacial se movió hacia afuera a través del choque de terminación hacia la heliofunda y luego hacia el medio interestelar .