Heliosphäre

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Die Heliosphäre (aus dem Griechischen: Sonnenkugel) ist die Astrosphäre der Sonne. Sie bezeichnet im Weltraum einen weiträumigen Bereich um die Sonne, in dem der Sonnenwind mit seinen mitgeführten Magnetfeldern wirksam ist. In diesem Bereich verdrängt der Teilchenstrom der Sonne das interstellare Medium. Die Umlaufbahnen der Planeten liegen weit innerhalb der Heliosphäre.

Die Heliosphäre unter dem Ein­fluss des inter­stellaren Mediums. Eingezeichnet sind die Bahnen der Planeten und des Pluto. Die Helio­sphäre wird durch die Helio­pause begrenzt. Inwieweit sie verformt ist und einen langen „Helioschweif“ hat, ist unklar. Das inter­stellare Gas staut sich vermutlich zu einer Bugwelle (bow wave), nicht aber zu einer Stoßwelle (bow shock).

Ursache[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Das Sonnensystem ist in das interstellare Medium eingebettet, das vorwiegend aus extrem verdünntem Gas sowie Staub und Magnetfeldern besteht.

Die Sonne wiederum emittiert einen konstanten Strom von Partikeln, den Sonnenwind. Dieser besteht hauptsächlich aus ionisiertem Wasserstoff und Helium (Protonen, Heliumkerne und Elektronen). In einem Abstand von 1 AE von der Sonne (Umlaufbahn der Erde) beträgt die Teilchendichte des Sonnenwindes ein bis zehn Millionen Teilchen pro Kubikmeter.[1] Bei koronalen Massenauswürfen kann die Teilchendichte in diesem Abstand auf mehr als das Hundertfache ansteigen.[2] Der Sonnenwind mit seinen elektrisch geladenen Teilchen und dem mitgeführten interplanetaren Magnetfeld verdrängt das interstellare Medium und bildet eine „Blase“ um die Sonne. Diese Blase ist die Heliosphäre.

Das Sonnensystem bewegt sich mit einer Geschwindigkeit von etwa 23 km/s durch das interstellare Medium,[3][4] aus der Richtung des Sternbilds Stier kommend in die Richtung des Sternbilds Skorpion.[5] Dadurch entsteht ein „Fahrtwind“ (interstellarer Wind). Ob und in welchem Maße die Heliosphäre dadurch verformt wird – vorne eingedrückt ist und hinten einen „Helioschweif“ (engl. heliotail) ausbildet – ist noch weitgehend unklar.

Aufbau[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Heliosphäre wird durch zwei Grenzen strukturiert:

  • Randstoßwelle[6] oder Terminationsschock (engl. termination shock) – der Sonnenwind fällt unter Schallgeschwindigkeit, es tritt eine Stoßfront auf.
  • Heliopause – der Sonnenwind und das interstellare Medium treffen aufeinander und werden gestoppt. Die ionisierten Partikel der Sonne und des interstellaren Mediums stehen im Druckgleichgewicht.

Für den Bereich innerhalb der Randstoßwelle gibt es keine besondere Bezeichnung. Der Bereich zwischen Randstoßwelle und Heliopause wird Heliohülle (engl. heliosheath) genannt.[7][8] Jenseits der Heliopause endet definitionsgemäß die Heliosphäre, und der interstellare Raum beginnt.

Lange wurde vermutet, dass sich – wie bei anderen Sternen beobachtet – jenseits der Heliopause eine weitere Stoßfront bildet, die Bugstoßwelle (bow shock), wo der interstellare Wind von Über- auf Unter­schall­geschwindigkeit abgebremst wird. Nach neueren Erkenntnissen gibt es diese nicht (sondern nur eine Bugwelle), weil sich das Sonnensystem relativ zum interstellaren Medium mit weniger als Schall­geschwindigkeit bewegt.[4][9]

Innerer Bereich[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Im inneren Bereich der Heliosphäre bewegt sich der Sonnenwind unbeeinflusst durch den Raum, da er mit Überschall­geschwindigkeit strömt, d. h. seine Strömungs­geschwindig­keit ist größer als die Geschwindigkeit, mit der sich Störungen der Dichte bzw. des Druckes im Plasma fortbewegen (Schallgeschwindigkeit). Nur elektrisch neutrale Atome aus dem interstellaren Medium und ein geringer Teil der galaktischen kosmischen Strahlung können so weit in die Heliosphäre eindringen. Abgesehen von den wenigen Partikeln, die das schaffen, stammt die gesamte Teilchenmenge dort von der Sonne.

Randstoßwelle (termination shock)[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Veränderung des Teilchen­flusses an der Randstoßwelle (termination shock) und an der Heliopause, gemessen von Voyager 1

An der Randstoßwelle (Terminationsschock, termination shock) sinkt die Strömungs­geschwindig­keit unter die Schall­geschwindig­keit, sodass zum ersten Mal eine Beeinflussung durch das interstellare Medium auftritt. Die Partikel des Sonnenwindes werden abrupt abgebremst – in niedrigen Breiten (d. h. nahe der Ekliptik) von ca. 350 km/s auf ca. 130 km/s.[10] Durch dieses Abbremsen und das weitere Nachströmen von Materie verdichtet und erhitzt sich das Medium des Sonnenwindes. Als Folge kommt es weiterhin zu einem deutlichen Anstieg des Magnetfeldes. Messungen ergaben allerdings, dass sich die Temperatur bei weitem nicht so stark erhöht, wie es Modelle vorhersagten. Es wird angenommen, dass die Energie teilweise in die Beschleunigung der angetroffenen Materie übergeht. Das könnten beispielsweise elektrisch neutrale Wasserstoffatome sein, die mit einer Geschwindigkeit von etwa 25 km/s in die Heliohülle eingedrungen und bis zur Randstoßwelle vorgestoßen sind.[10][11]

Die Raumsonde Voyager 1, die beim Vorbeiflug am Saturnmond Titan 34° nördlich aus der Ekliptikebene abgelenkt wurde, erreichte die Randstoßwelle bei 94 AE Entfernung von der Sonne; Voyager 2 hingegen, die am Neptun 26° südlich abgelenkt wurde, erreichte sie schon bei 84 AE Entfernung. Eine mögliche Erklärung für diesen Unterschied ist, dass das interstellare magnetische Feld die südliche Hälfte der Heliosphäre nach innen drückt und die nördliche Hälfte nach außen wölbt.[11][12][13] Eine andere mögliche Ursache ist die variable Sonnenaktivität, da die Messungen der beiden Voyager­sonden im Abstand von drei Jahren vorgenommen wurden.[14]

Ebenso zeigte sich am Beispiel von Voyager 2, dass die Randstoßwelle keine konsistente feste Grenze, sondern ein dynamisches Ereignis ist, das sich ähnlich der Brandung an einem Strand verhält. So gibt es Dichte­schwankungen im Sonnenwind, hervorgerufen durch koronale Massenausbrüche oder Überlagerung der schnellen und langsamen Sonnenwinde,[15] die mit den Wellen im Meer vergleichbar sind und somit weiter in die Heliohülle hinausreichen. Durch die differentielle Rotation der Sonne und die große Entfernung von der Sonne können so in relativ kurzen Abständen große Sprünge in der absoluten Entfernung von der Sonne möglich sein. Voyager 2 passierte die Randstoßwelle innerhalb einiger Tage fünf Mal, bevor sie am 30. August 2007 endgültig durchschritten war.[13]

Heliohülle (heliosheath)[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Jenseits der Randstoßwelle befindet sich die Heliohülle (heliosheath), in deren Bereich weiterhin Sonnenwind­teilchen vorkommen, nun jedoch mit einer reduzierten Strömungs­geschwindigkeit bei höherer Dichte und Temperatur. Dieser Bereich wird noch vom Sonnenwind dominiert, aber es mischen sich Partikel des lokalen interstellaren Mediums hinein. Messungen der Voyager-Raumsonden ergaben, dass sich in der Heliohülle eine Art „Schaum“ aus magnetischen Blasen mit einem Durchmesser von typischerweise 1 AE[16] befindet, in denen die geladenen Partikel des Sonnenwinds gefangen sind.[8]

Aufgrund von Modellrechnungen und Beobachtungen an anderen Sternen hat man angenommen, dass die Heliohülle in Richtung der Eigenbewegung der Sonne nur 10 AE dick sei, während sie in entgegen­gesetzter Richtung vom interstellaren Wind zu einem langen „Helioschweif“ von bis zu 100 AE verformt werde.[17] Messungen der Sonde IBEX im Jahr 2013 gaben Hinweise darauf, dass der Helioschweif eine kleeblattförmige Struktur hätte, als deren Ursache die ungleichmäßige Aktivität der Sonne während ihres 11-jährlichen Zyklus angenommen wurde.[18][19] Kombinierte Langzeitmessungen mit den Raumsonden Voyager 1 und 2, Cassini und IBEX legen andererseits nahe, dass die Heliohülle eher kugelförmig ist.[20] Grund ist das mit etwa 0,5 Nanotesla unerwartet starke interstellare Magnetfeld, das die Heliosphäre in Form hält.

Heliopause[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Sonnenwind, gemessen von Voyager 1. Als die Sonde im August 2012 die Helio­pause erreichte, sank die gemessene Teilchen­rate schlagartig ab.

Die Heliopause ist die äußerste Grenze der Heliosphäre. Dahinter beginnt definitionsgemäß der interstellare Raum. Der Sonnenwind übt nun keine materiellen Einflüsse auf das interstellare Gas mehr aus. Die Partikel des Sonnenwindes vermischen sich mit dem interstellaren Gas und haben keine erkennbare herausstechende Strömungsrichtung im Vergleich mit dem die Heliosphäre umgebenden Gas.

In dieser Region verbinden sich die magnetischen Feldlinien der Heliosphäre mit denen des interstellaren Raumes. Dadurch entsteht eine „magnetische Autobahn“ (magnetic highway), entlang derer geladene Teilchen aus dem Sonnensystem in den interstellaren Raum gelangen können und umgekehrt. Voyager 1 passierte die Heliopause am 25. August 2012 in einem Abstand von 121,7 AE von der Sonne. An diesem Tag verzeichneten die Messgeräte einen dramatischen Abfall der Zählrate solarer Teilchen um mehr als einen Faktor 100 sowie einen signifikanten Anstieg energiereicher kosmischer Strahlung.[21] Voyager 2 erreichte die Heliopause am 5. November 2018 im Abstand von 119,0 AE. Das Plasmaspektrometer verzeichnete dabei einen scharfen Abfall der Geschwindigkeit solarer Teilchen.[22] Mit Voyager 1 konnte diese Messung nicht durchgeführt werden, da das Plasmaspektrometer der Sonde bereits in den 1980er Jahren komplett ausfiel.

Die Heliopause wird manchmal als „Grenze des Sonnensystems“ bezeichnet. In der Tat liegen die Umlaufbahnen der bekannten Planeten weit innerhalb der Heliosphäre (Neptun als äußerster Planet mit 30 AE), und Gleiches gilt für Pluto und den Kuipergürtel allgemein (30–50 AE). Mittlerweile sind aber transneptunische Objekte gefunden worden, deren Orbits über die Heliopause hinaus reichen, und noch viel weiter entfernt befindet sich die von Astrophysikern vermutete Oortsche Wolke. Eine Schwerkrafteinwirkung der Sonne ist auch bei diesen Objekten noch gegeben, daher ist es nicht allgemein akzeptiert, die Heliopause als Grenze zu definieren.[22]

Erforschung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Voyager 1 ist das erste von Menschen entwickelte Objekt, das in die Heliohülle eindrang.

Die Erforschung mit Raumsonden vor Ort ist schwierig, weil immense Distanzen überwunden werden müssen, obendrein gegen die bremsende Gravitationskraft der Sonne. Die beiden Sonden des Voyager-Programms sind die einzigen von Menschen gebauten Objekte, die nachweislich jemals in die Heliohülle eingedrungen sind. Obwohl sie durch mehrere Swing-by-Manöver beschleunigt wurden, brauchten sie hierfür mehr als ein Viertel­jahrhundert; die Heliopause erreichten sie nach 35 bzw. 41 Jahren. Pioneer 10 und 11 lieferten Daten bis zu einer Entfernung von 63 AE bzw. 35,6 AE, bevor der Kontakt zu ihnen abbrach.[23] Ob New Horizons noch ausreichend Energie hat, wenn die Sonde ca. 2035 die Randstoßwelle erreicht, ist unsicher.[23]

Voyager-Programm[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Voyager 1 erreichte die Randstoßwelle am 16. Dezember 2004 bei 94 AE Entfernung von der Sonne, Voyager 2 am 30. August 2007 bei 84 AE Entfernung. Voyager 2 übermittelte Daten zur Temperatur in der Heliohülle direkt hinter der Randstoßwelle. Diese war mit durchschnittlich rund 180.000 Kelvin weitaus geringer, als dies Modelle vorhergesagt hatten, die von einigen Millionen Kelvin ausgegangen waren.[24] Die Bewegungsenergie werde nicht vollständig in Wärme umgewandelt, sondern diene der Ionisierung der dort angetroffenen Partikel, was die niedrigere Temperatur erklären würde. Dies wurde durch das Solar Terrestrial Relations Observatory indirekt nachgewiesen.

Am 25. August 2012 passierte Voyager 1 die Heliopause in 121,7 AE Entfernung von der Sonne[21][25] und erreichte damit den interstellaren Raum. Voyager 2 erreichte die Heliopause am 5. November 2018 im Abstand von 119,0 AE.[22]

Erforschung der Heliohülle durch STEREO. Der Farbcode stellt die Intensität hoch­energetischer Atome dar. In der Richtung, in die sich das Sonnen­system bewegt, ist sie deutlich erhöht.

Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO)[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Eigentlich dafür ausgelegt, die Magnetosphäre der Erde in Verbindung mit Ausbrüchen der Sonne zu untersuchen, konnte das Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) indirekt neutrale Atome aus dem interstellaren Gas nachweisen. Die Sonden detektierten hochenergetische elektrisch neutrale Atome, die vor allem aus der Richtung kamen, in die sich die Sonne bewegt. Unbeeinflusst vom Magnetfeld der Heliosphäre konnten diese Atome bis zu den STEREO-Sonden vordringen. Offenbar handelt es sich um ursprünglich geladene Teilchen (Ionen) aus dem Sonnenwind, die in der Region der Randstoßwelle auf hohe Energien aufgeheizt wurden, in der Heliohülle ihre Ladung an nieder­energetische neutrale Atome aus dem interstellaren Gas verloren und zurückgestreut wurden. Dies stimmt mit den Messergebnissen von Voyager 2 überein, die jenseits der Randstoßwelle eine niedrigere Temperatur als erwartet lieferten. Rund 70 % der Energie des Sonnenwindes, die Menge, die nicht in die Erhöhung der Temperatur übergeht, geht in die Ionisation der ungeladenen Atome aus dem interstellaren Gas.[26]

Interstellar Boundary Explorer (IBEX)[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Der NASA-Forschungssatellit Interstellar Boundary Explorer (IBEX, zu deutsch etwa Erforscher der interstellaren Grenze) kartiert das interstellare Medium um die Sonne mittels der Messung neutraler Atome aus einer Erdumlaufbahn heraus. Es gab 2013 erste Hinweise auf einen Helioschweif.[18] 2016 wurde eine Bandstruktur entdeckt, die von der Umströmung der Heliosphäre im interstellaren Magnetfeld herrühren soll.[14] Außerdem ergab sich 2012 durch IBEX das überraschende Ergebnis, dass sich das Sonnensystem so langsam durch das interstellare Medium bewegt, dass es keine Stoßfront (Bugstoßwelle) gibt.[4]

2016 beobachtete IBEX die Auswirkungen einer erhöhten Sonnenaktivität: In der zweiten Jahreshälfte 2014 hatten sich Dichte und Geschwindigkeit des Sonnenwindes erhöht, wodurch sein Druck um 50 % zunahm. Zwei Jahre später detektierte IBEX Sonnenwind­teilchen, die den Rand der Heliosphäre erreicht hatten und von dort als neutrale Atome zurückgestreut worden waren. Modellrechnungen ergaben, dass der verstärkte Sonnenwind die Randstoßwelle um 7 AE und die Heliopause um bis zu 4 AE nach außen verschoben hatte.[27][28][29]

Abschirmung der galaktischen kosmischen Strahlung[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Die Heliosphäre – vor allem die Heliohülle – schirmt die Erde vor ca. 34 der galaktischen kosmischen Strahlung ab.[30] Derzeit bewegt sich das Sonnensystem im interstellaren Raum durch die Lokale Blase, die eine relativ geringe Dichte hat. Würde die Sonne einen Bereich mit einer weitaus höheren Dichte durchqueren, könnte die Heliosphäre an der Front weiter zurückgedrückt werden.[31] Für das Durchqueren einer Molekülwolke mit 30-mal höherer Dichte ergeben Modellrechnungen beispielsweise, dass die Heliopause in Bewegungsrichtung um einen Faktor 4–5 näher wäre. Die galaktische kosmische Strahlung würde auf der Erde um einen Faktor 1,5–3 ansteigen, die anomale kosmische Strahlung um einen Faktor 10.[32] Diesen Umstand, wäre er jemals in den 4,5 Milliarden Jahren seit Bestehen des Sonnensystems vorgekommen, könnte man durch Untersuchung von Sedimenten nachweisen. Allerdings gibt es keine Anzeichen dafür, dass die Sonne in ihrer bisherigen Lebensspanne eine Molekülwolke durchquert hat. Ebenso ist es nicht zu erwarten, dass die Sonne in den nächsten Jahrmillionen in eine Region mit größerer Dichte eintauchen wird.[33]

Siehe auch[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. Aktuelle 7-Tages-Ansicht: Solar Wind Electron Proton Alpha Monitor (SWEPAM). In: noaa.gov. Abgerufen am 16. Januar 2018 (englisch).
  2. What is the average density of solar wind particles that produce the aurora? (Memento vom 21. September 2009 im Internet Archive). Bei: astronomycafe.net.
  3. Principles of Radiation Interaction in Matter and Detection. World Scientific, 2015, ISBN 978-981-4603-20-1, S. 605 (books.google.de, Fußnote).
  4. a b c Benjamin Knispel: Heliosphäre. Die Entdeckung der Langsamkeit. In: spektrum.de. 11. Mai 2012, abgerufen am 20. März 2018.
  5. Andrew Fazekas: Solar System’s “Nose” Found; Aimed at Constellation Scorpius. In: News.NationalGeographic.com. 8. April 2011, abgerufen am 20. März 2018 (englisch). Diese Bewegung hat eine andere Richtung als die, die der Sonnenapex – die Bewegungsrichtung der Sonne relativ zum Mittel der benachbarten hellen Sterne – angibt.
  6. Christoph Leinert: Sonnenwind. In Sterne und Weltraum Bd. 8/2018, S. 15.
  7. Stefan Frech, Susana Frech: Fachwörterbuch Astronomie. Englisch – Deutsch. 1. Auflage. Books on Demand, Norderstedt 2011, ISBN 978-3-00-050182-1.
  8. a b Tilmann Althaus: Magnetischer Schaum am Rande des Sonnensystems. In: Spektrum.de. 10. Juni 2011, abgerufen am 22. März 2018.
  9. New Interstellar Boundary Explorer data show heliosphere’s long-theorized bow shock does not exist. In: Phys.org. 12. Mai 2012, abgerufen am 1. Oktober 2017 (englisch).
  10. a b Voyager 2 Finds Edge of Solar System more Complex than Predicted. (Memento des Originals vom 17. September 2008 im Internet Archive) i Info: Der Archivlink wurde automatisch eingesetzt und noch nicht geprüft. Bitte prüfe den Link gemäß Anleitung und entferne dann diesen Hinweis.@1@2Vorlage:Webachiv/IABot/www.jhuapl.edu Bei: jhuapl.edu. 9. Juli 2008, abgerufen am 20. März 2018.
  11. a b Abschied vom Sonnensystem. Voyager im Termination Shock. Bei: Spiegel.de. 11. Dezember 2007, abgerufen am 20. März 2018.
  12. Axel Orth: Voyager 2 misst asymmetrische Heliosphäre. In: raumfahrer.net. 28. Mai 2006, abgerufen am 18. März 2018.
  13. a b Voyager 2 Proves the Solar System is Squashed. Bei: NASA.gov. 12. Oktober 2007, abgerufen am 10. September 2017. Über den Durchflug der Voyagersonden durch die Randstoßwelle.
  14. a b Sarah Frazier: NASA’s IBEX Observations Pin Down Interstellar Magnetic Field. In: NASA.gov. 26. Februar 2016, abgerufen am 1. April 2018 (englisch).
  15. The Heliosphere. Artikel in der „Cosmicopia“ der NASA, dritter Abschnitt.
  16. Tony Phillips: A Big Surprise from the Edge of the Solar System. In: NASA.gov. 9. Juni 2011, abgerufen am 21. März 2018 (englisch).
  17. Pontus Brandt: Imaging of the heliospheric boundary., 2005 (PDF; 51 kB). Bei: lpi.usra.edu.
  18. a b Tilmann Althaus: Sonnensystem. Die Sonne hat einen langen Schweif. In: spektrum.de. 12. Juli 2013, abgerufen am 23. September 2018.
  19. Holly Zell: NASA’s IBEX Provides First View Of the Solar System’s Tail. In: NASA.gov. 11. Juli 2013, abgerufen am 20. März 2018.
  20. Sarah Frazier: NASA’s Cassini, Voyager Missions Suggest New Picture of Sun’s Interaction with Galaxy. In: NASA.gov. 24. April 2017, abgerufen am 21. September 2017 (englisch).
  21. a b Elena Sellentin: Voyager 1 auf der letzten Etappe ihrer Reise. In: spektrum.de. 5. Dezember 2012, abgerufen am 4. April 2018.
  22. a b c Sean Potter: NASA’s Voyager 2 Probe Enters Interstellar Space. In: NASA.gov. 10. Dezember 2018, abgerufen am 10. Dezember 2018 (englisch).
  23. a b Alan Stern; The New Horizons Kuiper Belt Extended Mission, S. 21, abgerufen am 8. Oktober 2018
  24. J. D. Richardson: Plasma temperature distributions in the heliosheath. (PDF; 1,9 MB; englisch). Bei: space.mit.edu. Abgerufen am 20. März 2018.
  25. How Do We Know When Voyager Reaches Interstellar Space? In: NASA.gov. 12. September 2013, abgerufen am 1. April 2018 (englisch).
  26. STEREO Creates First Images of the Solar System’s Invisible Frontier. Bei: NASA.gov. Pressemitteilung zu Ergebnissen der STEREO-Mission. 7. Februar 2008, abgerufen am 20. März 2018.
  27. Miles Hatfield: As Solar Wind Blows, Our Heliosphere Balloons. In: NASA.gov. 6. Juni 2018, abgerufen am 20. September 2018 (englisch).
  28. D. J. McComas, et al., Heliosphere Responds to a Large Solar Wind Intensification: Decisive Observations from IBEX, ApJL 856, 23.3.2018, doi:10.3847/2041-8213/aab611
  29. E. J. Zirnstein, et al., Simulation of the Solar Wind Dynamic Pressure Increase in 2014 and Its Effect on Energetic Neutral Atom Fluxes from the Heliosphere, ApJ 859, 30.5.2018; doi:10.3847/1538-4357/aac016
  30. Ota Lutz: The Farthest Operating Spacecraft, Voyagers 1 and 2, Still Exploring 40 Years Later. In: NASA.gov. 29. August 2017, abgerufen am 24. März 2018 (englisch).
  31. Klaus Scherer, Horst Fichtner: Das Klima aus dem All. (Memento vom 31. Januar 2016 im Internet Archive). (PDF; 8,5 MB). In: Physik Journal 6 (2007) Nr. 3.
  32. V. Floriski u. a.: The Solar System in a dense interstellar cloud: Implications for cosmic-ray fluxes at Earth and 10Be fluxes. (PDF; 1,1 MB). In: Geophysical Research Letters 30 (2003) Nr. 23. S. 2206.
  33. The Local Bubble and the Galactic NeighborhoodAstronomy Picture of the Day vom 17. Februar 2002 (englisch).