A heliosfera é a magnetosfera, astrosfera e a camada atmosférica mais externa do Sol. Ele assume a forma de uma vasta região do espaço em forma de bolha. Em termos de física de plasma, é a cavidade formada pelo Sol no meio interestelar circundante. A "bolha" da heliosfera é continuamente "inflada" pelo plasma proveniente do Sol, conhecido como vento solar. Fora da heliosfera, esse plasma solar dá lugar ao plasma interestelar que permeia a Via Láctea. Como parte do campo magnético interplanetário, a heliosfera protege o Sistema Solar de quantidades significativas de radiação cósmica ionizante; raios gama não carregados são, no entanto, não afetados. Seu nome provavelmente foi cunhado por Alexander J. Dessler, que é creditado com o primeiro uso da palavra na literatura científica em 1967. O estudo científico da heliosfera é a heliofísica, que inclui o clima espacial
Fluindo desimpedido através do Sistema Solar por bilhões de quilômetros, o vento solar se estende muito além da região de Plutão, até encontrar o "choque de terminação", onde seu movimento diminui abruptamente devido à pressão externa do meio interestelar. A "camada de hélio" é uma ampla região de transição entre o choque de terminação e a borda externa da heliosfera, a "heliopausa". A forma geral da heliosfera se assemelha à de um cometa; sendo aproximadamente esférico de um lado, com uma longa cauda oposta, conhecida como "cauda de hélio".
Duas sondas do Programa Voyager exploraram os confins da heliosfera, passando pelo choque de terminação e pela camada de hélio. A Voyager 1 encontrou a heliopausa em 25 de agosto de 2012, quando a sonda mediu um aumento súbito de quarenta vezes na densidade do plasma. A Voyager 2 atravessou a heliopausa em 5 de novembro de 2018. Como a heliopausa marca a fronteira entre a matéria originária do Sol e a matéria originária do resto da galáxia, as sondas que partem da heliosfera (como as duas Voyagers) estão no espaço interestelar.
Estrutura thumb|O Sol fotografado em um comprimento de onda de 19.3 nanômetros (ultravioleta) Apesar do nome, a forma da heliosfera não é uma esfera perfeita. Sua forma é determinada por três fatores: o meio interestelar (ISM), vento solar e o movimento geral do Sol e da heliosfera ao passar pelo ISM. Como o vento solar e o ISM são fluidos, a forma e o tamanho da heliosfera também são fluidos. Mudanças no vento solar, no entanto, alteram mais fortemente a posição flutuante dos limites em escalas de tempo curtas (horas a alguns anos). A pressão do vento solar varia muito mais rapidamente do que a pressão externa do ISM em qualquer local. Em particular, acredita-se que o efeito do ciclo solar de 11 anos, que vê um máximo e um mínimo distintos de atividade do vento solar, seja significativo.
Em uma escala mais ampla, o movimento da heliosfera através do meio fluido do ISM resulta em uma forma geral semelhante a um cometa. O plasma do vento solar que está se movendo aproximadamente "a montante" (na mesma direção do movimento do Sol através da galáxia) é comprimido em uma forma quase esférica, enquanto o plasma se movendo "a jusante" (oposto ao movimento do Sol) flui por um distância muito maior antes de dar lugar ao ISM, definindo a forma longa e rasteira da cauda de hélio.
Os dados limitados disponíveis e a natureza inexplorada dessas estruturas resultaram em muitas teorias quanto à sua forma. Em 2020, Merav Opher liderou a equipe de pesquisadores que determinou que a forma da heliosfera é um crescente que pode ser descrito como um croissant murcho.
Vento solar
O vento solar consiste em partículas (átomos ionizados da coroa solar) e campos como o campo magnético que são produzidos a partir do Sol e fluem para o espaço. Como o Sol gira aproximadamente uma vez a cada 25 dias, o campo magnético heliosférico transportado pelo vento solar é enrolado em uma espiral. O vento solar afeta muitos outros sistemas do Sistema Solar; por exemplo, variações no próprio campo magnético do Sol são levadas para fora pelo vento solar, produzindo tempestades geomagnéticas na magnetosfera da Terra.
Corrente heliosférica difusa thumb|A corrente heliosférica sai da órbita de Júpiter
A corrente heliosférica difusa é uma ondulação na heliosfera criada pelo campo magnético rotativo do Sol. Ele marca o limite entre as regiões do campo magnético heliosférico de polaridade oposta. Estendendo-se por toda a heliosfera, a corrente heliosférica difusa pode ser considerada a maior estrutura do Sistema Solar e diz-se que se assemelha a uma "saia de bailarina".
Estrutura da borda A estrutura externa da heliosfera é determinada pelas interações entre o vento solar e os ventos do espaço interestelar. O vento solar se afasta do Sol em todas as direções a velocidades de várias centenas de km/s nas proximidades da Terra. A alguma distância do Sol, bem além da órbita de Netuno, esse vento supersônico deve desacelerar para encontrar os gases no meio interestelar. Isso ocorre em várias etapas:
O vento solar está viajando em velocidades supersônicas dentro do Sistema Solar. No choque de terminação, uma onda de choque estacionária, o vento solar cai abaixo da velocidade do som e se torna subsônico. Anteriormente, pensava-se que, uma vez subsônico, o vento solar seria moldado pelo fluxo ambiente do meio interestelar, formando um nariz rombudo de um lado e uma heliocauda semelhante a um cometa atrás, uma região chamada camada de hélio. No entanto, observações em 2009 mostraram que esse modelo está incorreto. A partir de 2011, acredita-se que seja preenchido com uma bolha magnética "espuma". A superfície externa da camada de hélio, onde a heliosfera encontra o meio interestelar, é chamada de heliopausa. Esta é a borda de toda a heliosfera. Observações em 2009 levaram a mudanças neste modelo. Em teoria, a heliopausa causa turbulência no meio interestelar à medida que o Sol orbita o Centro Galáctico. Fora da heliopausa, haveria uma região turbulenta causada pela pressão do avanço da heliopausa contra o meio interestelar. No entanto, a velocidade do vento solar em relação ao meio interestelar é provavelmente muito baixa para um arco em choque.
Choque de terminação thumb|Uma analogia de "choque de terminação" da água em uma pia O choque de terminação é o ponto na heliosfera onde o vento solar desacelera para velocidade subsônica (em relação ao Sol) por causa das interações com o meio interestelar local. Isso causa compressão, aquecimento e uma mudança no campo magnético. No Sistema Solar, acredita-se que o choque de terminação seja de 75 a 90 unidades astronômicas (UA) do Sol. Em 2004, a Voyager 1 cruzou o choque de terminação do Sol, seguida pela Voyager 2 em 2007.
O choque surge porque as partículas do vento solar são emitidas do Sol a cerca de 400 km/s, enquanto a velocidade do som (no meio interestelar) é de cerca de 100 km/s. (A velocidade exata depende da densidade, que varia consideravelmente. Para comparação, a Terra orbita o Sol a cerca de 30 km/s, a Estação Espacial Internacional orbita a Terra a cerca de 7.7 km/s, os aviões voam sobre o solo a cerca de 0.2 a 0.3 km/s, um carro em uma rodovia típica de acesso limitado atinge cerca de 0.03 km/s, e os humanos caminham em torno de 0.001 km/s.) O meio interestelar, embora de densidade muito baixa, tem uma pressão relativamente constante associada a ele; a pressão do vento solar diminui com o quadrado da distância do Sol. À medida que alguém se afasta o suficiente do Sol, a pressão do vento solar cai para onde não pode mais manter o fluxo supersônico contra a pressão do meio interestelar, ponto em que o vento solar diminui abaixo da velocidade do som, causando um onda de choque. Mais longe do Sol, o choque de terminação é seguido pela heliopausa, onde as duas pressões se igualam e as partículas do vento solar são detidas pelo meio interestelar.
Outros choques de terminação podem ser vistos em sistemas terrestres; talvez o mais fácil possa ser visto simplesmente abrindo uma torneira de água em uma pia, criando um salto hidráulico. Ao atingir o fundo da pia, a água que flui se espalha a uma velocidade superior à velocidade da onda local, formando um disco de fluxo raso e rapidamente divergente (análogo ao tênue vento solar supersônico). Ao redor da periferia do disco, forma-se uma frente de choque ou parede de água; fora da frente de choque, a água se move mais devagar que a velocidade da onda local (análoga ao meio interestelar subsônico).
Evidências apresentadas em uma reunião da União Geofísica Americana em maio de 2005 por Ed Stone sugerem que a sonda Voyager 1 passou pelo choque de terminação em dezembro de 2004, quando estava a cerca de 94 UA do Sol, em virtude da mudança nas leituras magnéticas obtidas de o ofício. Em contraste, a Voyager 2 começou a detectar partículas que retornavam quando estava a apenas 76 UA do Sol, em maio de 2006. Isso implica que a heliosfera pode ter uma forma irregular, protuberante no hemisfério norte do Sol e empurrada para dentro no sul.
thumb|Ilustração da heliosfera lançada em 28 de junho de 2013, que incorpora os resultados da sonda Voyager. A camada de hélio está entre o choque de terminação e a heliopausa.
Camada de hélio A camada de hélio é a região da heliosfera além do choque de terminação. Aqui o vento é retardado, comprimido e tornado turbulento por sua interação com o meio interestelar. Em seu ponto mais próximo, a borda interna da camada de hélio fica a aproximadamente 80 a 100 UA do Sol. Um modelo proposto levanta a hipótese de que a camada de hélio tem a forma da coma de um cometa e percorre várias vezes essa distância na direção oposta ao caminho do Sol no espaço. A seu lado do vento, sua espessura é estimada entre 10 e 100 UA. Os cientistas do projeto Voyager determinaram que a camada de hélio não é "lisa", é uma "zona espumosa" cheia de bolhas magnéticas, cada uma com cerca de 1 UA de largura. Essas bolhas magnéticas são criadas pelo impacto do vento solar e do meio interestelar. A Voyager 1 e a Voyager 2 começaram a detectar evidências das bolhas em 2007 e 2008, respectivamente. As bolhas provavelmente em forma de salsicha são formadas pela reconexão magnética entre setores do campo magnético solar com orientação oposta à medida que o vento solar diminui. Eles provavelmente representam estruturas independentes que se destacaram do campo magnético interplanetário.
A uma distância de cerca de 113 UA, a Voyager 1 detectou uma 'região de estagnação' dentro da camada de hélio. Nesta região, o vento solar diminuiu para zero, a intensidade do campo magnético dobrou e os elétrons de alta energia da galáxia aumentaram 100 vezes. Por volta de 122 UA, a sonda entrou em uma nova região que os cientistas do projeto Voyager chamaram de "rodovia magnética", uma área ainda sob a influência do Sol, mas com algumas diferenças dramáticas.
Heliopausa A heliopausa é o limite teórico onde o vento solar do Sol é interrompido pelo meio interestelar; onde a força do vento solar não é mais grande o suficiente para repelir os ventos estelares das estrelas circundantes. Este é o limite onde as pressões do meio interestelar e do vento solar se equilibram. A travessia da heliopausa deve ser sinalizada por uma queda acentuada na temperatura das partículas carregadas pelo vento solar, uma mudança na direção do campo magnético e um aumento no número de raios cósmicos galácticos.