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Properties and Radial Evolution of Solar Wind Turbulence Near Mercury's Orbit

यह अध्ययन मेसेंजर (MESSENGER) चुंबकीय क्षेत्र के 17,000 घंटों से अधिक के डेटा का विश्लेषण करता है जिससे यह पता चलता है कि जबकि बुध की कक्षा के पास सौर पवन विक्षोभ (solar wind turbulence) एक स्थिर, अल्वेनिक इनर्शियल रेंज बनाए रखता है, इसके गतिज पैमाने (kinetic scales) सौर दूरी बढ़ने के साथ उथले स्पेक्ट्रल ढाल और बढ़ती संपीड़ितता (compressibility) द्वारा चिह्नित महत्वपूर्ण रेडियल विकास प्रदर्शित करते हैं।

मूल लेखक: Xinmin Li (Center for Space Physics and Department of Astronomy, Boston University, Boston, MA 02215, USA), Chuanfei Dong (Center for Space Physics and Department of Astronomy, Boston University, Bost

प्रकाशित 2026-04-24

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CC BY 4.0

मूल लेखक: Xinmin Li (Center for Space Physics and Department of Astronomy, Boston University, Boston, MA 02215, USA), Chuanfei Dong (Center for Space Physics and Department of Astronomy, Boston University, Boston, MA 02215, USA, School of Natural Sciences, Institute for Advanced Study, Princeton, NJ 08540, USA), Lina Z. Hadid (Laboratoire de Physique des Plasmas), Sae Aizawa (Laboratoire de Physique des Plasmas), Chi Zhang (Center for Space Physics and Department of Astronomy, Boston University, Boston, MA 02215, USA), Hongyang Zhou (Center for Space Physics and Department of Astronomy, Boston University, Boston, MA 02215, USA), Liang Wang (Center for Space Physics and Department of Astronomy, Boston University, Boston, MA 02215, USA), Jiawei Gao (Center for Space Physics and Department of Astronomy, Boston University, Boston, MA 02215, USA), James A. Slavin (Department of Climate and Space Sciences and Engineering, University of Michigan, Ann Arbor, MI 48109, USA)

मूल पेपर CC BY 4.0 (http://creativecommons.org/licenses/by/4.0/) के तहत लाइसेंस किया गया है। ✨ नीचे दिए गए पेपर की यह व्याख्या AI से तैयार की गई है। इसे लेखकों ने न तो लिखा है, न इसका समर्थन किया है। तकनीकी सटीकता के लिए मूल पेपर देखें। पूरा डिस्क्लेमर पढ़ें

कल्पना कीजिए कि सूर्य एक विशाल, ब्रह्मांडीय फव्वारे (sprinkler) की तरह है, जो अंतरिक्ष में आवेशित कणों और चुंबकीय क्षेत्रों की एक धारा लगातार छिड़क रहा है। इस धारा को सौर पवन (solar wind) कहा जाता है। जैसे-जैसे यह सूर्य से दूर जाती है, यह पानी के पाइप से निकलने वाले पानी की तरह सुचारू रूप से नहीं बहती; इसके बजाय, यह अराजक, घूमती हुई और अशांत होती है, बिल्कुल व्हाइट वॉटर रैपिड्स (सफेद पानी की लहरों) की तरह।

वैज्ञानिकों ने पृथ्वी के पास (सूर्य से लगभग 93 मिलियन मील दूर) इन "रैपिड्स" का लंबे समय से अध्ययन किया है। लेकिन सूर्य के करीब क्या होता है, जहाँ यह छिड़काव अधिक तीव्र और गर्म होता है? यहीं से यह नया अध्ययन शुरू होता है।

शोधकर्ताओं ने MESSENGER अंतरिक्ष यान के डेटा का उपयोग किया, जो बुध (Mercury) की कक्षा में घूम रहा था। बुध सूर्य के सबसे निकट का ग्रह है, इसलिए यह सौर पवन को बहुत दूर जाने से पहले देखने के लिए एक आदर्श स्थान प्रदान करता है। क्योंकि बुध की कक्षा अंडाकार (दीर्घवृत्ताकार) है, इसलिए अंतरिक्ष यान सूर्य से लगभग 29 मिलियन और 44 मिलियन मील के बीच आगे-पीछे घूमता रहा। कई वर्षों में, इसने 17,000 घंटों से अधिक का डेटा एकत्र किया, जिससे वैज्ञानिकों को विश्लेषण करने के लिए एक विशाल, उच्च-गुणवत्ता वाला डेटासेट मिला।

यहाँ उनके निष्कर्ष दिए गए हैं, जिन्हें सरल उपमाओं के माध्यम से समझाया गया है:

1. "बड़े भंवर" समान रहते हैं (इनर्शियल रेंज)

सौर पवन की अशांति (turbulence) को एक विशाल महासागर की तरह समझें। "बड़े भंवर" वे बड़ी लहरें हैं जिन्हें आप दूर से देखते हैं।

निष्कर्ष: शोधकर्ताओं ने पाया कि ये बड़े भंवर सूर्य से बुध के सबसे करीबी बिंदु से उसके सबसे दूर के बिंदु तक जाने पर अपना आकार या स्वरूप नहीं बदलते हैं।
उपमा: कल्पना कीजिए कि एक मार्चिंग बैंड एक गाना बजा रहा है। वे सड़क पर कितनी भी दूर क्यों न चलें, ड्रम की ताल (अशांति का "ढलान") बिल्कुल वैसी ही रहती है। बड़े पैमाने की अराजकता सूर्य के पास ही पूरी तरह से निर्मित और स्थिर हो जाती है।

2. "नन्ही लहरें" आकार बदलती हैं (काइनेटिक रेंज)

अब, उन बड़ी लहरों की सतह पर मौजूद नन्ही लहरों (ripples) को ज़ूम करके देखें। ये "काइनेटिक" स्केल हैं, जहाँ भौतिकी बहुत सूक्ष्म और तेज़ होती है।

निष्कर्ष: बड़े भंवरों के विपरीत, ये नन्ही लहरें जैसे-जैसे सूर्य से दूर जाती हैं, अपना आकार बदलती हैं। जैसे-जैसे सौर पवन सूर्य से दूर जाती है, लहरें "चपटी" या कम तीव्र हो जाती हैं।
उपमा: कल्पना कीजिए कि आप एक तालाब में पत्थर फेंक रहे हैं। जहाँ पत्थर टकराता है, वहाँ का छपाका तीखा और नुकीला होता है। जैसे-जैसे लहरें बाहर की ओर बढ़ती हैं, वे चिकनी और फैल जाती हैं। सौर पवन भी इसी तरह व्यवहार करती है: उच्च-ऊर्जा वाली ये छोटी लहरें जैसे-जैसे सूर्य से दूर जाती हैं, अपनी "तीक्ष्णता" खो देती हैं, संभवतः इसलिए क्योंकि अशांति कमजोर हो रही है और उसके पास शिथिल होने के लिए अधिक समय है।

3. "ब्रेकिंग पॉइंट" (विभाजन बिंदु) खिसकता है

सौर पवन के महासागर में, एक विशिष्ट बिंदु है जहाँ बड़ी लहरें नन्ही लहरों में बदल जाती हैं। वैज्ञानिक इसे "स्पेक्ट्रल ब्रेक" कहते हैं।

निष्कर्ष: जैसे-जैसे सौर पवन सूर्य से दूर जाती है, अंतरिक्ष यान के फ्रेम में यह ब्रेकिंग पॉइंट कम आवृत्ति (धीमी गति) पर होता है। हालाँकि, जब आप इसकी तुलना स्थानीय चुंबकीय क्षेत्र की शक्ति से करते हैं, तो यह वास्तव में ऊपर के पैमाने की ओर बढ़ता है।
उपमा: एक हाईवे स्पीड लिमिट साइन (गति सीमा बोर्ड) के बारे में सोचें। जैसे-जैसे आप शहर (सूर्य) से दूर जाते हैं, स्पीड लिमिट (ब्रेक फ्रीक्वेंसी) कम हो जाती है। लेकिन यदि आप अपनी कार के आकार के सापेक्ष उस बोर्ड को देखते हैं, तो सीमा ऊपर की ओर बढ़ती हुई प्रतीत होती है। यह बताता है कि बड़ी लहरों से नन्ही लहरों में संक्रमण एक निश्चित आकार पर आधारित नहीं है; यह सौर पवन के बदलते परिवेश के अनुसार खुद को ढाल लेता है।

4. "दबाव" का प्रभाव (Squeezing Effect)

अशांति "दबाव वाली" (compressive) या "लहराती हुई" (transverse) हो सकती है।

निष्कर्ष: सूर्य के पास, हवा ज्यादातर "लहराती हुई" होती है और इसमें बहुत अधिक दबाव नहीं होता। लेकिन जैसे-जैसे यह बाहर की ओर यात्रा करती है, "दबाव वाले" हिस्से थोड़े अधिक सामान्य हो जाते हैं, विशेष रूप से नन्ही लहरों में।
उपमा: भीड़ में नाचते लोगों की कल्पना करें। मंच (सूर्य) के पास, वे एक-दूसरे से टकराए बिना केवल अपनी जगह पर घूम रहे हैं (ज्यादातर लहराते हुए)। जैसे-जैसे वे निकास (सूर्य से दूर) की ओर बढ़ते हैं, वे एक-दूसरे से टकराने लगते हैं और भीड़ को थोड़ा दबाते हैं, हालांकि वे अभी भी ज्यादातर घूम ही रहे हैं।

5. "खिंचाव वाले" बनाम "छोटे" रस्से

शोधकर्ताओं ने यह भी देखा कि हवा के चुंबकीय "रस्से" दिशा बदलने से पहले कितने लंबे बने रहते हैं।

निष्कर्ष: चुंबकीय क्षेत्र हवा की दिशा के साथ (समानांतर) बहुत "खिंचाव वाला" (stretchy) है, लेकिन इसके लंबवत (perpendicular) बहुत "छोटा" है। जैसे-जैसे हवा सूर्य से दूर जाती है, "खिंचाव वाले" रस्से और भी लंबे हो जाते हैं, जबकि "छोटे" रस्से समान रहते हैं।
उपमा: स्पैगेटी के एक बंडल की कल्पना करें। धागे एक के बाद एक जुड़े हुए लंबे हैं, लेकिन अगल-बगल से वे छोटे हैं। जैसे-जैसे बंडल सूर्य से दूर जाता है, धागे और भी लंबे हो जाते हैं, लेकिन बंडल की चौड़ाई नहीं बदलती। यह दिखाता है कि सौर पवन एक दिशा में अत्यधिक व्यवस्थित है लेकिन अन्य दिशाओं में अराजक है।

बड़ी तस्वीर

यह अध्ययन एक नदी के स्रोत के ठीक पास ली गई हाई-डेफिनिशन वीडियो की तरह है। यह हमें बताता है कि जबकि बड़ी तस्वीर (बड़ी लहरें) सूर्य के पास ही तय हो जाती है, बारीक विवरण (नन्ही लहरें) अभी भी विकसित और परिवर्तित हो रहे हैं जैसे-जैसे हवा बाहर की ओर यात्रा करती है।

यह वैज्ञानिकों को यह समझने में मदद करता है कि सूर्य की ऊर्जा आंतरिक सौर मंडल में कैसे स्थानांतरित और नष्ट होती है, जो अंतरिक्ष के मौसम (space weather) को समझने के लिए महत्वपूर्ण है जो बुध और अंततः पृथ्वी को प्रभावित करता है। यह दर्शाता है कि सौर पवन एक गतिशील, जीवित प्रणाली है जो अंतरिक्ष में अपनी यात्रा के दौरान खुद को लगातार नया आकार देती रहती है।

यहाँ Li et al. के शोध पत्र "Properties and Radial Evolution of Solar Wind Turbulence Near Mercury's Orbit" का विस्तृत तकनीकी सारांश दिया गया है।

1. समस्या विवरण और प्रेरणा (Problem Statement and Motivation)

सौर पवन विक्षोभ (Solar wind turbulence) सौरमंडल में एक मौलिक प्रक्रिया है, जो बड़े मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक (MHD) पैमानों से आयन और इलेक्ट्रॉन गतिज पैमानों तक ऊर्जा प्रसार (energy cascade) द्वारा अभिलक्षित होती है। जबकि 1 AU (पृथ्वी के पास) पर विक्षोभ के गुण अच्छी तरह से स्थापित हैं, आंतरिक हेलियोस्फीयर में इन गुणों का रेडियल विकास (radial evolution) अभी भी सक्रिय जांच का विषय है।

पिछले अध्ययन जो मल्टी-स्पेसक्राफ्ट डेटा का उपयोग करते हैं, वे अक्सर निम्नलिखित समस्याओं से ग्रस्त होते हैं:

असंगतियां (Inconsistencies): विभिन्न मिशन अलग-अलग विश्लेषण विधियों का उपयोग करते हैं, जिससे व्यवस्थित विसंगतियां उत्पन्न होती हैं।
सीमित कवरेज (Limited Coverage): कम अवधि के अंतराल या विरल कक्षीय कवरेज मजबूत सांख्यिकीय अभिसरण (statistical convergence) को रोकते हैं।
आंतरिक हेलियोस्फीयर में अंतराल (Gap in Inner Heliosphere): यह समझने के लिए कि सौर पवन सूर्य से फैलते समय कैसे विकसित होती है, 0.3–0.5 AU के बीच दीर्घकालिक, निरंतर अवलोकनों की कमी है।

यह अध्ययन MESSENGER मिशन की अद्वितीय कक्षीय विशेषताओं का उपयोग करके 0.31 और 0.47 AU (बुध की कक्षा) के बीच सौर पवन विक्षोभ के व्यापक सांख्यिकीय विश्लेषण को संबोधित करता है।

2. कार्यप्रणाली (Methodology)

डेटा स्रोत और चयन (Data Source and Selection)

मिशन: MESSENGER (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging)।
उपकरण: मैग्नेटोमीटर (MAG) जो 20 Hz रिज़ॉल्यूशन पर वेक्टर चुंबकीय क्षेत्र डेटा प्रदान करता है।
डेटासेट: लगभग 17,400 घंटे का अपस्ट्रीम सौर पवन डेटा।
चयन मानदंड:
- सौर पवन अंतरालों की पहचान बो शॉक (bow shock) और मैग्नेटोपॉज क्रॉसिंग के डेटाबेस का उपयोग करके की गई।
- निर्बाध सौर पवन स्थितियों को सुनिश्चित करने के लिए शॉक क्रॉसिंग के 10 मिनट के भीतर के डेटा को बाहर रखा गया।
- अंतरालों को क्रमिक 30-मिनट के विंडोज़ में विभाजित किया गया।
- गुणवत्ता नियंत्रण: केवल उन्हीं अंतरालों को रखा गया जो सुस्पष्ट 'डबल पावर-लॉ' स्पेक्ट्रा (पूर्ण विकसित विक्षोभ का संकेत) प्रदर्शित करते थे। सुसंगत संरचनाओं (discontinuities, current sheets) या नैरोबैंड तरंगों वाले अंतरालों को बाहर कर दिया गया।

विश्लेषण तकनीकें (Analysis Techniques)

पावर स्पेक्ट्रल डेंसिटी (PSD): हनिंग विंडो (Hanning windows) के साथ वेल्च विधि (Welch method) का उपयोग करके गणना की गई। विश्लेषण ने ~2 mHz से 10 Hz तक की आवृत्तियों को कवर किया, जो इनर्शियल और गतिज (kinetic) दोनों श्रेणियों को समाहित करता है।
स्पेक्ट्रल फिटिंग (Spectral Fitting): PSD को डबल पावर-लॉ मॉडल के साथ फिट किया गया ताकि निम्नलिखित निर्धारित किया जा सके:
- इनर्शियल-रेंज स्पेक्ट्रल स्लोप ( $\alpha_{inertial}$ )।
- गतिज-रेंज (kinetic-range) स्पेक्ट्रल स्लोप ( $\alpha_{kinetic}$ )।
- स्पेक्ट्रल ब्रेक फ्रीक्वेंसी ( $f_b$ )।
चुंबकीय संपीड्यता (Magnetic Compressibility - $C_{\parallel}$ ): इसे समानांतर उतार-चढ़ाव शक्ति (parallel fluctuation power) और कुल शक्ति के अनुपात के रूप में परिभाषित किया गया है। ट्रांसवर्स बनाम कंप्रेसिव प्रकृति का आकलन करने के लिए इसे स्थानीय फील्ड-अलाइनड कोऑर्डिनेट सिस्टम में गणना की गई।
ऑटोकोरिलेशन फंक्शन (ACF): बैकग्राउंड चुंबकीय क्षेत्र के सापेक्ष समानांतर और लंबवत घटकों के लिए सहसंबंध समय ( $\tau$ ) निर्धारित करने के लिए गणना की गई।

3. मुख्य योगदान (Key Contributions)

बुध के पास पहला बड़े पैमाने का सांख्यिकीय अध्ययन: यह पहला अध्ययन है जो विशेष रूप से 0.31–0.47 AU सीमा के भीतर विक्षोभ गुणों पर मजबूत सांख्यिकी प्रदान करने के लिए व्यापक, दीर्घकालिक MESSENGER डेटासेट का उपयोग करता है।
स्केल-डिपेंडेंट विकास (Scale-Dependent Evolution): यह अध्ययन MHD-स्केल (इनर्शियल) विक्षोभ और गतिज-स्केल विक्षोभ के विकास के बीच अंतर करता है, जिससे पता चलता है कि वे हेलियोसेंट्रिक दूरी के साथ अलग-अलग तरह से विकसित होते हैं।
स्पेक्ट्रल ब्रेक्स का सामान्यीकरण (Normalization of Spectral Breaks): लेखक प्रदर्शित करते हैं कि स्पेक्ट्रल ब्रेक फ्रीक्वेंसी केवल प्रोटॉन साइक्लोट्रॉन फ्रीक्वेंसी के साथ सरल रूप से स्केल नहीं करती है, जो यह सुझाव देती है कि यह एकल आयन स्केल के बजाय जटिल स्थानीय प्लाज्मा स्थितियों पर निर्भर है।

4. मुख्य परिणाम (Key Results)

A. स्पेक्ट्रल स्लोप्स (Spectral Slopes)

इनर्शियल रेंज: स्पेक्ट्रल स्लोप उल्लेखनीय रूप से स्थिर रहते हैं, जो पूरे रेडियल रेंज में लगभग $-3/2$ (Iroshnikov-Kraichnan या Goldreich-Sridhar सिद्धांतों के अनुरूप) के आसपास क्लस्टर करते हैं। इस दूरी अंतराल के भीतर इनर्शियल रेंज में कोई महत्वपूर्ण रेडियल विकास नहीं देखा गया है।
गतिज रेंज (Kinetic Range): इसके विपरीत, गतिज-रेंज के स्लोप स्पष्ट रेडियल रुझान प्रदर्शित करते हैं। जैसे-जैसे हेलियोसेंट्रिक दूरी बढ़ती है, वे प्रगतिशील रूप से उथले (flatter) होते जाते हैं, जो पेरिहेलियन (0.31 AU) के पास लगभग $-3.3$ से एपहेलियन (0.47 AU) के पास $-3.0$ तक विकसित होते हैं।

B. स्पेक्ट्रल ब्रेक फ्रीक्वेंसी (Spectral Break Frequency)

निरपेक्ष आवृत्ति (Absolute Frequency): बढ़ती हेलियोसेंट्रिक दूरी के साथ ब्रेक फ्रीक्वेंसी ( $f_b$ ) घटती है (पावर-लॉ फिट $f_b \propto r^{-0.37}$ )।
सामान्यीकृत आवृत्ति (Normalized Frequency): जब स्थानीय प्रोटॉन साइक्लोट्रॉन फ्रीक्वेंसी ( $f_{cp}$ ) द्वारा सामान्यीकृत किया जाता है, तो $f_b/f_{cp}$ का अनुपात दूरी के साथ बढ़ता है ( $\sim 2.0 f_{cp}$ से $\sim 3.5 f_{cp}$ तक)।
निहितार्थ: स्पेक्ट्रल ब्रेक आयन साइक्लोट्रॉन फ्रीक्वेंसी के एक निश्चित अंश से बंधा नहीं है। इसके बजाय, यह विकसित होते स्थानीय प्लाज्मा स्थितियों को दर्शाता है जहाँ चुंबकीय क्षेत्र की घटती ताकत के सापेक्ष गतिज भौतिकी की ओर संक्रमण बड़े पैमानों पर होता है।

C. चुंबकीय संपीड्यता (Magnetic Compressibility)

इनर्शियल रेंज: उतार-चढ़ाव मुख्य रूप से ट्रांसवर्स हैं ( $C_{\parallel} \ll 1/3$ ), जो अल्वेनिक विक्षोभ (Alfvénic turbulence) का संकेत देते हैं।
गतिज रेंज: आवृत्ति के साथ संपीड्यता बढ़ती है।
रेडियल रुझान: दूरी बढ़ने के साथ गतिज पैमानों पर संपीड़ित उतार-चढ़ाव (compressive fluctuations) में सूक्ष्म लेकिन व्यवस्थित वृद्धि देखी जाती है। हालांकि ट्रांसवर्स मोड प्रभावी बने रहते हैं, लेकिन संपीड़ित मोड का सापेक्ष योगदान थोड़ा बढ़ता है।

D. सहसंबंध समय और एनिसोट्रॉपी (Correlation Times and Anisotropy)

एनिसोट्रॉपी (Anisotropy): मजबूत एनिसोट्रॉपी देखी गई है; फील्ड-अलाइन्ड (समानांतर) उतार-चढ़ाव के लिए सहसंबंध समय, लंबवत (perpendicular) उतार-चढ़ाव की तुलना में काफी लंबा है। विक्षोभ लंबवत तल में सांख्यिकीय रूप से अक्षीय-सममित (axisymmetric) है।
रेडियल विकास:
- लंबवत सहसंबंध समय: हेलियोसेंट्रिक दूरी के साथ लगभग अपरिवर्तित रहते हैं।
- समानांतर सहसंबंध समय: दूरी के साथ स्पष्ट वृद्धि दिखाते हैं।
व्याख्या: रेडियल विस्तार मुख्य रूप से फील्ड-अलाइन्ड, संपीड़ित संरचनाओं को खींचता है, जबकि ट्रांसवर्स, इनकंप्रेसिबल घटक आंतरिक हेलियोस्फीयर में ही एक सांख्यिकीय रूप से स्थिर अवस्था प्राप्त कर लेता है।

5. महत्व और निष्कर्ष (Significance and Conclusion)

यह अध्ययन आंतरिक हेलियोस्फीयर में सौर पवन विक्षोभ के विकास पर महत्वपूर्ण प्रतिबंध प्रदान करता है:

इनर्शियल कैस्केड की स्थिरता: इनर्शियल-रेंज कैस्केड (स्लोप $\approx -3/2$ ) 0.31 AU तक स्थापित और स्थिर प्रतीत होता है, जो बुध की कक्षा के भीतर आगे का कोई रेडियल विकास नहीं दिखाता है।
गतिज पैमानों की संवेदनशीलता: गतिज-स्केल विक्षोभ हेलियोसेंट्रिक स्थितियों के प्रति अत्यधिक संवेदनशील है, जो सौर पवन के बाहर फैलने के साथ स्पेक्ट्रल फ्लैटनिंग और बढ़ी हुई संपीड्यता दिखाता है। यह संभवतः घटते विक्षोभ तीव्रता और सौर पवन के बाहर प्रसार के दौरान विक्षोभ के "एजिंग" (aging) द्वारा संचालित है।
ब्रेक का तंत्र: स्पेक्ट्रल ब्रेक एक निश्चित आयन-स्केल मार्कर नहीं है, बल्कि एक गतिशील विशेषता है जो स्थानीय प्लाज्मा मापदंडों और सौर पवन के विस्तार के बीच परस्पर क्रिया को दर्शाती है।
एनिसोट्रोपिक विकास: समानांतर बनाम लंबवत सहसंबंध समय का विभेदक विकास यह सुझाव देता कि रेडियल विस्तार सौर पवन के संपीड़ित, फील्ड-अलाइन्ड संरचनाओं को चुनिंदा रूप से प्रभावित करता है, जबकि ट्रांसवर्स अल्वेनिक घटक मजबूत बना रहता है।

ये निष्कर्ष सौर पवन विक्षोभ के विकास के बारे में हमारी समझ को परिष्कृत करते हैं, जो भविष्य के पार्कर सोलर प्रोब (PSP) डेटा (जो 0.1–0.3 AU को कवर करता है) के साथ तुलना के लिए एक आधार प्रदान करते हैं और बुध के आसपास के अंतरिक्ष वातावरण के मॉडलिंग में मदद करते हैं।