Mặt Trời

Mặt Trời quay quanh trung tâm Ngân Hà ở khoảng cách từ 24.000 đến 28.000 năm ánh sáng. Từ Trái Đất, khoảng cách đến Mặt Trời là 1 đơn vị thiên văn (tương đương 1,496 × 10⁸ km) hay khoảng 8 phút ánh sáng. Với đường kính khoảng 1.391.400 km (864.600 dặm), Mặt Trời lớn gấp 109 lần Trái Đất. Khối lượng của nó gấp khoảng 330.000 lần Trái Đất, chiếm tới 99,86% tổng khối lượng của Hệ Mặt Trời. Thành phần chính của Mặt Trời là hydro (~73%) và heli (~25%), bên cạnh một lượng nhỏ các nguyên tố nặng hơn như oxy, carbon, neon và sắt.

Mặt Trời thuộc nhóm sao dãy chính loại G (G2V), thường được gọi là "sao lùn vàng", mặc dù ánh sáng thực tế của nó có màu trắng. Khoảng 4,6 tỷ năm trước, Mặt Trời hình thành từ sự co sụp hấp dẫn của vật chất trong một vùng thuộc đám mây phân tử khổng lồ. Phần lớn vật chất tập trung vào trung tâm, trong khi phần còn lại tạo thành một đĩa xoay quanh, về sau phát triển thành Hệ Mặt Trời. Khi khối trung tâm đạt đến nhiệt độ và áp suất cực cao, phản ứng nhiệt hạch trong lõi bắt đầu diễn ra. Hiện tại, mỗi giây, lõi Mặt Trời hợp nhất khoảng 600 tỷ kg hydro thành heli, đồng thời chuyển đổi 4 tỷ kg vật chất thành năng lượng.

Trong vòng 4 đến 7 tỷ năm tới, khi phản ứng tổng hợp hydro trong lõi suy yếu, Mặt Trời sẽ mất trạng thái cân bằng thủy tĩnh. Lõi của nó sẽ trở nên đặc hơn và nóng hơn, khiến các lớp ngoài giãn nở và biến Mặt Trời thành một sao khổng lồ đỏ. Sau giai đoạn này, Mặt Trời sẽ phóng thích các lớp ngoài và trở thành một sao lùn trắng—một ngôi sao đặc, không còn sản xuất năng lượng từ nhiệt hạch nhưng vẫn tiếp tục phát sáng và tỏa nhiệt trong hàng nghìn tỷ năm. Theo giả thuyết, khi nguội dần, Mặt Trời cuối cùng sẽ trở thành một sao lùn đen siêu đặc, gần như không còn phát ra năng lượng.

Từ nguyên

Từ sun trong tiếng Anh có nguồn gốc từ tiếng Anh cổ sunne và xuất hiện dưới các dạng tương tự trong nhiều ngôn ngữ German khác, như sinne trong tiếng Tây Frisia, zon trong tiếng Hà Lan, Sünn trong tiếng Hạ Đức, Sonne trong tiếng Đức chuẩn, Sunna trong tiếng Bavaria, sunna trong tiếng Na Uy cổ và sunnō trong tiếng Goth. Tất cả những từ này đều bắt nguồn từ tiếng Tiền German sunnōn.

Xét rộng hơn, từ chỉ Mặt Trời trong các ngôn ngữ thuộc hệ Ấn - Âu thường có gốc danh từ mang l ở cách chủ cách thay vì gốc sở hữu cách với n. Ví dụ, tiếng Latinh có sōl, tiếng Hy Lạp cổ có ἥλιος (hēlios), tiếng Wales có haul và tiếng Séc có slunce. Một số ngôn ngữ khác, như tiếng Phạn với từ स्वर् (svár) và tiếng Ba Tư với خور (xvar), cũng thể hiện sự biến đổi từ l thành r. Trong tiếng Tiền German, dạng có l cũng tồn tại dưới dạng sōwelan, tạo ra từ sauil trong tiếng Goth (bên cạnh sunnō) và sól trong tiếng Na Uy cổ (bên cạnh dạng thơ ca sunna). Từ đó, các ngôn ngữ Scandinavia hiện đại như tiếng Thụy Điển, tiếng Đan Mạch và tiếng Iceland sử dụng từ sol hoặc sól để chỉ Mặt Trời.

Trong tiếng Anh, tính từ chính liên quan đến Mặt Trời là sunny (chỉ ánh nắng) và solar (/ˈsoʊlər/) trong các ngữ cảnh khoa học, bắt nguồn từ tiếng Latinh sol. Một tính từ ít phổ biến hơn là heliac (/ˈhiːliæk/), xuất phát từ tiếng Hy Lạp helios. Trong thơ ca, Helios (/ˈhiːliəs/) và Sol (/ˈsɒl/) thường được dùng để nhân cách hóa Mặt Trời, trong khi trong khoa học viễn tưởng, Sol có thể được sử dụng để phân biệt Mặt Trời với các ngôi sao khác. Trong thiên văn học hành tinh, thuật ngữ sol (viết thường) đề cập đến một ngày Mặt Trời trên các hành tinh khác, chẳng hạn như sao Hỏa.

Biểu tượng thiên văn của Mặt Trời là một vòng tròn có dấu chấm ở trung tâm (☉). Biểu tượng này được dùng trong các đơn vị đo lường như M☉ (khối lượng Mặt Trời), R☉ (bán kính Mặt Trời) và L☉ (độ sáng Mặt Trời). Ngành khoa học chuyên nghiên cứu về Mặt Trời được gọi là heliology.

Đặc điểm chung

Mặt Trời là một ngôi sao thuộc dãy chính loại G, chiếm khoảng 99,86% tổng khối lượng của Hệ Mặt Trời. Với cấp sáng tuyệt đối +4,83, Mặt Trời được ước tính sáng hơn khoảng 85% số sao trong Ngân Hà, phần lớn trong số đó là sao lùn đỏ. Trong phạm vi 7 parsec (23 năm ánh sáng), nó có khối lượng lớn hơn 95% các ngôi sao khác.

Mặt Trời thuộc nhóm sao thế hệ I, giàu nguyên tố nặng. Sự hình thành của nó, khoảng 4,6 tỷ năm trước, có thể đã bị kích hoạt bởi sóng xung kích từ một hoặc nhiều vụ nổ siêu tân tinh gần đó. Giả thuyết này dựa trên tỷ lệ cao của các nguyên tố nặng như vàng và uranium trong Hệ Mặt Trời, so với các sao thế hệ II (nghèo nguyên tố nặng). Những nguyên tố này có thể được tạo ra từ các phản ứng nhiệt hạch nội nhiệt trong siêu tân tinh hoặc thông qua quá trình hấp thụ neutron trong một ngôi sao thế hệ thứ hai có khối lượng lớn.

Mặt Trời là thiên thể sáng nhất trên bầu trời Trái Đất, với cấp sáng biểu kiến -26,74, sáng hơn khoảng 13 tỷ lần so với ngôi sao sáng thứ hai, Sirius, có cấp sáng biểu kiến -1,46.

Một đơn vị thiên văn (khoảng 150 triệu km, tương đương 93 triệu dặm) được định nghĩa là khoảng cách trung bình từ tâm Mặt Trời đến tâm Trái Đất. Khoảng cách này dao động khoảng ±2,5 triệu km (1,6 triệu dặm) khi Trái Đất di chuyển từ cận điểm quỹ đạo vào khoảng ngày 3 tháng 1 đến viễn điểm quỹ đạo vào khoảng ngày 4 tháng 7. Ở khoảng cách trung bình này, ánh sáng mất khoảng 8 phút 20 giây để truyền từ Mặt Trời đến Trái Đất, trong khi ánh sáng từ điểm gần nhất giữa hai thiên thể chỉ mất ít hơn khoảng 2 giây. Năng lượng từ ánh sáng Mặt Trời duy trì sự sống trên Trái Đất thông qua quá trình quang hợp và là yếu tố chính ảnh hưởng đến khí hậu cũng như thời tiết của hành tinh.

Mặt Trời không có ranh giới rõ ràng, vì mật độ của nó giảm dần theo độ cao tính từ quang quyển – lớp ngoài cùng có thể quan sát được. Để xác định kích thước, bán kính Mặt Trời thường được tính từ tâm đến rìa quang quyển, phần bề mặt mà chúng ta nhìn thấy.

Hình dạng của Mặt Trời gần như là một khối cầu hoàn hảo. Độ dẹt (sự chênh lệch giữa bán kính xích đạo và bán kính cực) rất nhỏ, chỉ vào khoảng 8,2 × 10⁻⁶, tức là 8 phần triệu. Đây là giá trị thấp hơn nhiều so với dự đoán ban đầu, khiến Mặt Trời trở thành một trong những thiên thể có hình dạng gần hoàn hảo nhất trong tự nhiên.

Trước đây, các nhà khoa học từng đề xuất rằng độ dẹt của Mặt Trời có thể giải thích hiện tượng tiến động cận điểm quỹ đạo của sao Thủy. Tuy nhiên, Albert Einstein đã chứng minh rằng thuyết tương đối tổng quát có thể lý giải hiện tượng này ngay cả khi giả định Mặt Trời là một hình cầu hoàn hảo. Khi các phép đo chính xác hơn từ Đài quan sát Động lực học Mặt Trời và vệ tinh Picard được thực hiện, kết quả cho thấy độ dẹt của Mặt Trời thậm chí còn nhỏ hơn dự kiến. Giá trị này vẫn ổn định bất chấp sự thay đổi trong cường độ bức xạ Mặt Trời, và tác động thủy triều từ các hành tinh cũng không đủ mạnh để ảnh hưởng đáng kể đến hình dạng của nó.

Tự quay

Mặt Trời quay quanh trục của nó theo kiểu quay vi sai, nghĩa là vùng xích đạo quay nhanh hơn các vùng gần cực. Hiện tượng này xảy ra do sự chuyển động đối lưu của plasma trong lòng Mặt Trời, kết hợp với tác động từ lực Coriolis khi Mặt Trời tự quay. Nếu tính theo hệ quy chiếu của các ngôi sao cố định, thời gian quay hết một vòng ở vùng xích đạo là khoảng 25,6 ngày, còn ở gần các cực là khoảng 33,5 ngày. Nhìn từ Trái Đất, chu kỳ quay trung bình này là khoảng 27 ngày.

Các nghiên cứu cho thấy vào thời kỳ mới hình thành, Mặt Trời quay nhanh hơn hiện tại khoảng 10 lần, khiến bề mặt của nó có hoạt động mạnh mẽ hơn nhiều, tạo ra lượng lớn bức xạ tia X và tia cực tím. Thời điểm đó, các vết đen mặt trời có thể chiếm từ 5% đến 30% diện tích bề mặt. Sau đó, tốc độ quay của Mặt Trời dần chậm lại do tương tác giữa từ trường của nó với luồng gió mặt trời phát ra liên tục từ bề mặt, hiện tượng này gọi là phanh từ. Nhờ vậy, Mặt Trời mới đạt tốc độ quay như hiện nay.

Thành phần

Mặt Trời chủ yếu gồm các nguyên tố hydro và heli, với tỉ lệ lần lượt là khoảng 74,9% và 23,8% khối lượng tại vùng quang quyển. Các nguyên tố nặng hơn, thường gọi là "kim loại" trong thiên văn học, chỉ chiếm chưa đến 2%.

Ban đầu, khi mới hình thành, thành phần Mặt Trời gồm khoảng 71,1% hydro, 27,4% heli, cùng khoảng 1,5% các nguyên tố nặng. Phần lớn hydro và heli hình thành từ phản ứng tổng hợp hạt nhân ngay sau Vụ nổ lớn (Big Bang), trong khi các nguyên tố nặng hơn, như vàng và uranium, được tạo ra từ các phản ứng hạt nhân trong những ngôi sao thế hệ trước, đặc biệt qua các vụ nổ siêu tân tinh.

Qua 4,6 tỷ năm, lượng heli trong lõi Mặt Trời tăng dần từ khoảng 24% lên tới 60% do các phản ứng tổng hợp hydro. Đồng thời, một phần heli và kim loại từ lớp ngoài cũng chìm dần vào lõi dưới tác dụng của trọng lực, làm giảm nhẹ tỷ lệ heli và kim loại tại quang quyển so với ban đầu. Hiện nay, hàm lượng kim loại tại quang quyển chỉ còn khoảng 84% so với giai đoạn tiền sao, trước khi quá trình nhiệt hạch bắt đầu.

Các nhà khoa học thường xác định thành phần hóa học của Mặt Trời bằng hai phương pháp: đo quang phổ trực tiếp tại vùng quang quyển và phân tích mẫu thiên thạch nguyên thủy chưa từng chịu tác động nhiệt lớn. Những thiên thạch này giữ được thành phần vật chất ban đầu của Hệ Mặt Trời nên kết quả từ hai phương pháp thường rất thống nhất và đáng tin cậy.

Cấu trúc và sự dung hợp

Lõi mặt trời

Lõi Mặt Trời nằm tại trung tâm, trải dài từ tâm ra tới khoảng 20–25% bán kính của ngôi sao này. Mật độ lõi rất lớn, đạt tới 150 g/cm³ (gấp khoảng 150 lần nước), với nhiệt độ lên đến gần 15,7 triệu kelvin. Trong khi đó, nhiệt độ tại bề mặt Mặt Trời chỉ khoảng 5.800 kelvin. Các phân tích gần đây từ dữ liệu của sứ mệnh SOHO cho thấy lõi Mặt Trời quay nhanh hơn lớp bức xạ bên ngoài.

Trong suốt phần lớn thời gian tồn tại của Mặt Trời, lõi sản xuất năng lượng nhờ quá trình phản ứng nhiệt hạch, chủ yếu qua chuỗi phản ứng proton-proton, chuyển hóa hydro thành heli. Hiện nay, khoảng 0,8% năng lượng của Mặt Trời xuất phát từ một chuỗi phản ứng khác gọi là chu trình CNO. Tỷ lệ năng lượng từ chu trình CNO dự kiến sẽ tăng lên khi Mặt Trời già đi và sáng hơn.

Lõi là vùng duy nhất trong Mặt Trời trực tiếp tạo ra năng lượng thông qua phản ứng nhiệt hạch. 99% năng lượng được sinh ra tại vùng trung tâm, chiếm khoảng 24% bán kính bên trong, trong khi gần như không có phản ứng nhiệt hạch nào diễn ra bên ngoài vùng bán kính 30%. Năng lượng sinh ra ở lõi truyền dần qua nhiều lớp bên ngoài, làm nóng các lớp này, và cuối cùng thoát ra ngoài không gian từ quang quyển dưới dạng bức xạ (photon) hoặc đối lưu (qua chuyển động vật chất).

Quá trình phản ứng proton-proton diễn ra khoảng 9,2×10³⁷ lần mỗi giây trong lõi Mặt Trời. Trung bình, mỗi proton cần khoảng 9 tỷ năm để tham gia vào quá trình nhiệt hạch này. Khi bốn proton tự do (hạt nhân hydro) kết hợp thành một hạt nhân heli (hạt alpha), khoảng 0,7% khối lượng bị chuyển hóa thành năng lượng. Điều này tương đương với việc mỗi giây Mặt Trời chuyển đổi khoảng 4 triệu tấn vật chất thành năng lượng.

Công suất khổng lồ mà Mặt Trời tỏa ra chủ yếu nhờ vào kích thước và mật độ rất lớn của lõi. Tuy nhiên, nếu tính theo mét khối, lượng năng lượng sản sinh không lớn, chỉ khoảng 276,5 watt mỗi mét khối ở vùng sản xuất năng lượng mạnh nhất. Các mô hình lý thuyết về cấu trúc bên trong Mặt Trời cho thấy mật độ năng lượng cao nhất nằm sâu bên trong lõi, giảm dần khi ra ngoài bề mặt.

Phản ứng nhiệt hạch trong lõi Mặt Trời luôn tự điều chỉnh để giữ ổn định. Nếu phản ứng nhiệt hạch diễn ra nhanh hơn, nhiệt độ trong lõi sẽ tăng lên, khiến lõi giãn nở nhẹ. Điều này làm giảm mật độ và từ đó làm giảm tốc độ phản ứng trở lại mức ban đầu. Ngược lại, nếu phản ứng nhiệt hạch chậm đi, lõi sẽ nguội và co lại, mật độ lõi tăng lên, dẫn đến tốc độ phản ứng tăng lên và đưa hệ thống trở về trạng thái cân bằng.

Vùng bức xạ

Vùng bức xạ là lớp dày nhất bên trong Mặt Trời, trải dài từ lõi ra ngoài khoảng 0,7 bán kính của ngôi sao này. Trong khu vực này, năng lượng chủ yếu truyền đi dưới dạng bức xạ nhiệt. Nhiệt độ vùng bức xạ giảm dần từ khoảng 7 triệu kelvin gần lõi xuống còn khoảng 2 triệu kelvin khi ra xa hơn. Do độ chênh lệch nhiệt độ này không đủ lớn để tạo thành các dòng đối lưu, nên bức xạ là phương thức truyền năng lượng chính tại đây.

Các photon mang năng lượng liên tục phát ra từ lõi Mặt Trời, lan truyền dần qua vùng bức xạ ra ngoài. Mật độ vật chất trong vùng này cũng giảm mạnh từ khoảng 150 lần mật độ nước ở vùng gần lõi, xuống chỉ còn khoảng 200 kg/m³ ở lớp ngoài cùng của vùng bức xạ (khoảng 0,7 bán kính Mặt Trời).

Vùng đối lưu

Vùng đối lưu của Mặt Trời bắt đầu từ khoảng 0,7 bán kính Mặt Trời và kéo dài đến gần bề mặt. Trong vùng này, năng lượng truyền đi chủ yếu nhờ các dòng đối lưu nhiệt. Nhiệt lượng từ lớp tachocline làm vật chất tại đó nóng lên, giãn nở, giảm mật độ, rồi nổi lên phía trên. Các dòng vật chất nóng này tạo thành những tế bào đối lưu lớn, vận chuyển nhiệt lên đến tận vùng quang quyển bên ngoài. Khi lên gần bề mặt, các dòng vật chất nguội dần, mật độ tăng lên và chìm trở lại phía dưới, tạo thành một vòng tuần hoàn nhiệt.

Ở quang quyển, nhiệt độ plasma đã giảm xuống khoảng 5.700 kelvin (thấp hơn rất nhiều lần so với các lớp bên trong), và mật độ chỉ còn khoảng 0,2 g/m³, tương đương khoảng một phần mười nghìn mật độ không khí ở mực nước biển và chỉ bằng một phần triệu mật độ tại lớp trong cùng của vùng đối lưu.

Những cột plasma nóng nổi lên tạo thành các "tế bào nhiệt" trên bề mặt Mặt Trời, có hình dạng gần giống các lăng trụ lục giác. Các tế bào này, được gọi là hạt mặt trời, tạo thành các hoa văn đặc trưng trên bề mặt. Sự chuyển động hỗn loạn của các dòng plasma này cũng gây ra hiệu ứng từ trường và làm cho bề mặt Mặt Trời có vẻ sôi động và liên tục biến đổi.

Quang quyển

Bề mặt có thể quan sát được của Mặt Trời được gọi là quang quyển, là lớp mà bên dưới nó, ánh sáng không thể xuyên qua do độ đục tăng cao. Tại quang quyển, các photon được tạo ra và thoát khỏi Mặt Trời qua các lớp khí quyển phía trên, trở thành ánh sáng mặt trời mà chúng ta nhìn thấy. Độ đục của lớp này chủ yếu là do sự xuất hiện của các ion H⁻, vốn hấp thụ mạnh ánh sáng nhìn thấy. Ngược lại, ánh sáng phát ra là kết quả từ tương tác giữa electron với nguyên tử hydro, tạo thành các ion H⁻ này.

Quang quyển có độ dày dao động từ vài chục đến vài trăm kilômét, và độ trong suốt của nó thấp hơn không khí trên Trái Đất một chút. Do lớp phía trên của quang quyển lạnh hơn lớp bên dưới, khi nhìn từ Trái Đất, hình ảnh Mặt Trời luôn sáng rõ ở vùng trung tâm nhưng tối dần về phía rìa—đây chính là hiện tượng tối rìa mặt trời (limb darkening).

Phổ ánh sáng từ quang quyển tương tự như phổ phát ra từ một vật thể đen có nhiệt độ khoảng 5.772 K (9.930 °F), trong đó có các vạch hấp thụ của những nguyên tử nằm ở các lớp khí quyển loãng bên trên. Mật độ hạt tại quang quyển vào khoảng 10²³ hạt/m³, chỉ bằng khoảng 0,37% mật độ khí quyển Trái Đất tại mực nước biển. Ở đây, mức độ ion hóa khoảng 3%, điều đó cho thấy phần lớn hydro vẫn còn ở dạng nguyên tử trung hòa.

Khí quyển

Khí quyển của Mặt Trời gồm năm lớp chính: quang quyển, sắc quyển, vùng chuyển tiếp, vành nhật hoa và nhật quyển. Lớp lạnh nhất của Mặt Trời là vùng nhiệt độ cực tiểu, kéo dài khoảng 500 km phía trên quang quyển với nhiệt độ khoảng 4.100 K. Nhiệt độ thấp tại vùng này cho phép các phân tử đơn giản như carbon monoxide và nước tồn tại. Trong khi đó, sắc quyển, vùng chuyển tiếp và vành nhật hoa có nhiệt độ cao hơn rất nhiều so với bề mặt Mặt Trời. Các nhà khoa học hiện vẫn chưa rõ nguyên nhân nào gây ra sự chênh lệch nhiệt độ này, nhưng một số bằng chứng cho thấy sóng từ trường đóng vai trò làm nóng vành nhật hoa.

Phía trên lớp nhiệt độ cực tiểu là một lớp khí dày khoảng 2.000 km, chủ yếu chứa khí heli và hydro. Nhiệt độ ở lớp này tăng dần từ khoảng 4.100 K lên tới gần 20.000 K ở phần đỉnh. Khi lên đến khu vực cao của sắc quyển, khí heli bắt đầu ion hóa một phần.

Tiếp theo, phía trên sắc quyển là vùng chuyển tiếp mỏng khoảng 200 km. Tại đây, nhiệt độ tăng rất nhanh, từ khoảng 20.000 K ở phần trên của sắc quyển lên đến mức nhiệt rất cao của vành nhật hoa, có thể lên đến hàng triệu độ K. Vùng chuyển tiếp này bao quanh các cấu trúc đặc trưng của sắc quyển, chẳng hạn như các tia khí (spicule) hay các sợi khí nóng (filament), và luôn chuyển động hỗn loạn liên tục. Vùng này rất khó quan sát được từ mặt đất, nhưng dễ dàng được phát hiện bằng các thiết bị quan sát từ không gian, đặc biệt là những thiết bị nhạy với tia cực tím bước sóng cực ngắn.

Nhật hoa là lớp khí tiếp theo bao quanh bề mặt Mặt Trời. Ở vùng thấp của nhật hoa, gần sát bề mặt, mật độ vật chất khá cao. Nhiệt độ trung bình ở khu vực này và trong luồng gió mặt trời dao động từ 1.000.000 đến 2.000.000 K. Tuy nhiên, tại các vùng nóng nhất, nhiệt độ có thể đạt tới 8.000.000 đến 20.000.000 K. Cho đến nay, các nhà khoa học vẫn chưa tìm ra lý thuyết hoàn chỉnh để lý giải nhiệt độ cao bất thường này, dù một số giả thuyết chỉ ra nguyên nhân là từ trường và hiện tượng tái kết nối từ tính trong nhật hoa.

Nhật quyển là tầng ngoài cùng của khí quyển Mặt Trời, rất loãng và chứa đầy plasma của gió mặt trời. Ranh giới của nhật quyển bắt đầu từ điểm mà vận tốc của gió mặt trời vượt quá tốc độ của sóng Alfvén, hay còn gọi là trạng thái siêu Alfvén, cách Mặt Trời khoảng 20 AU. Gió mặt trời liên tục thổi qua nhật quyển và cuốn từ trường Mặt Trời thành dạng xoắn ốc, trải dài đến vùng nhật mãn, cách Mặt Trời trên 50 AU. Vào tháng 12 năm 2004, tàu thăm dò Voyager 1 đã xuyên qua một vùng sóng xung kích, được các nhà khoa học xem như một phần của nhật mãn. Đến cuối năm 2012, Voyager 1 ghi nhận mật độ plasma tăng mạnh, cho thấy tàu đã vượt qua vùng nhật mãn để tiến vào không gian liên sao, tại khoảng cách 122 AU (khoảng 50 AU) từ Mặt Trời. Nhật quyển kéo theo một chiếc "đuôi nhật quyển" trải dài phía sau do chuyển động đặc biệt của Mặt Trời khi di chuyển trong thiên hà.

Ngày 28 tháng 4 năm 2021, tàu thăm dò Parker Solar Probe của NASA lần đầu tiên tiếp xúc trực tiếp với các điều kiện về từ trường và hạt tại khoảng cách 18,8 bán kính Mặt Trời, chứng tỏ tàu đã đi qua bề mặt giới hạn Alfvén. Quan sát này khẳng định bề mặt tới hạn Alfvén không có dạng một quả cầu trơn nhẵn, mà tồn tại nhiều gai và vùng lõm gồ ghề, tạo nên một bề mặt phức tạp.