Auf vielfachen Wunsch (da zwei als beliebt angesehen werden – danke @Rod Vance und @Love Learning) werde ich meinen Kommentar zur Antwort von @Kieran Hunt ein wenig erweitern:

Thermisches Gleichgewicht

Wie ich im Kommentar sagte, spielt der Begriff des Schalls im Weltraum eine sehr wichtige Rolle in der Kosmologie: Als das Universum sehr jung war, befanden sich dunkle Materie, normale ("baryonische") Materie und Licht (Photonen) im thermischen Gleichgewicht, dh Sie teilten die gleiche (durchschnittliche) Energie pro Teilchen oder Temperatur. Diese Temperatur war so hoch, dass sich keine neutralen Atome bilden konnten; Jedes von einem Proton eingefangene Elektron würde bald von einem Photon (oder einem anderen Teilchen) abgeschlagen werden. Die Photonen selbst konnten nicht sehr weit reisen, bevor sie auf ein freies Elektron trafen.

Schallgeschwindigkeit in der Ursuppe

Alles war sehr glatt, es hatten sich keine Galaxien oder ähnliches gebildet. Das Zeug war jedoch immer noch leicht klumpig, und die Klumpen wurden aufgrund der Schwerkraft größer. Aber wenn ein Klumpen wächst, nimmt der Druck von Baryonen und Photonen zu, was dem Zusammenbruch entgegenwirkt und Baryonen und Photonen nach außen drückt, während die dunkle Materie dazu neigt, im Zentrum der Überdichte zu bleiben, da sie sich nicht um Druck kümmert. Dadurch entstehen Schwingungen oder Schallwellen mit enorm langen Wellenlängen.

Für ein Photonengas ist die Schallgeschwindigkeit

In einem nicht-relativistischen Medium ist die Schallgeschwindigkeit$c_\mathrm{s} = \sqrt{\partial p / \partial \rho}$, was sich für ein ideales Gas auf die von @Kieran Hunt angegebene Formel reduziert. Obwohl beide im Weltraum$p$und$\rho$sind dort extrem klein$are$Teilchen und daher ist es sinnvoll, von Schallgeschwindigkeit im Raum zu sprechen. Abhängig von der Umgebung wird sie typischerweise auf viele Kilometer pro Sekunde geschätzt (dh viel höher als auf der Erde, aber viel, viel kleiner als im frühen Universum).

Rekombination und Entkopplung

Als sich das Universum ausdehnte, kühlte es allmählich ab. Im Alter von etwa 200.000 Jahren hatte es eine Temperatur von ~4000 K erreicht, und Protonen und Elektronen begannen, sich zu neutralen Atomen zu verbinden, ohne sofort wieder ionisiert zu werden. Dies wird als "Epoche der Rekombination" bezeichnet, obwohl sie zuvor nicht kombiniert wurden.

Vor etwa 380.000 Jahren, als die Temperatur etwa 3000 K betrug, war der größte Teil des Universums neutral. Nachdem die freien Elektronen weg waren, konnten die Photonen nun frei strömen, wegdiffundieren und die Überdichte von ihrem Druck entlasten. Die Photonen sollen sich von den Baryonen entkoppeln .

Kosmischer Mikrowellenhintergrund

Die entkoppelte Strahlung hat sich seitdem aufgrund der Expansion des Universums rotverschoben, und da sich das Universum nun etwa 1100-mal ausgedehnt hat, sehen wir das Licht (als kosmischer Mikrowellenhintergrund oder CMB bezeichnet) nicht mit einer Temperatur von 3000 K (was war die Temperatur des Universums zum Zeitpunkt der Entkopplung), aber eine Temperatur von (3000 K)/1100 = 2,73 K, was die Temperatur ist, auf die sich @Kieran Hunt in seiner Antwort bezieht.

Baryonische akustische Schwingungen

Diese Überdichten oder baryonischen akustischen Oszillationen (BAOs) existieren auf viel größeren Skalen als Galaxien, aber Galaxien neigen dazu, auf diesen Skalen zu verklumpen, die sich seitdem ausgedehnt haben und jetzt eine charakteristische Skala von ~100 haben$h^{-1}$MPC oder 465 Millionen Lichtjahre. Die Messung, wie sich der Abstand zwischen den Klumpen mit der Zeit ändert, bietet eine Möglichkeit, die Expansionsgeschichte und Beschleunigung des Universums zu verstehen, unabhängig von anderen Methoden wie Supernovae und CMB. Und schön, die Methoden stimmen alle überein .

Ich möchte nur darauf hinweisen, dass die meisten Antworten "Raum" zu beanspruchen scheinen, um ein schönes einheitliches Medium zu sein. Aber selbst innerhalb unserer eigenen Galaxie sind die Bedingungen sehr unterschiedlich. Hier sind die häufigsten Umgebungen in der Milchstraße:

• Molekülwolken,$\rho\sim 10^4\,{\rm atom}/{\rm cm}^3$,$T\sim 10\,{\rm K}$
• Kaltes neutrales Medium,$\rho\sim 20\,{\rm atom}/{\rm cm}^3$,$T\sim 100\,{\rm K}$
• Warmes neutrales Medium,$\rho\sim 0.5\,{\rm atom}/{\rm cm}^3$,$T\sim 10^4\,{\rm K}$
• Warmes ionisiertes Medium,$\rho\sim 0.5\,{\rm atom}/{\rm cm}^3$,$T\sim 8000\,{\rm K}$
• HII-Region,$\rho\sim 1000\,{\rm atom}/{\rm cm}^3$,$T\sim 8000\,{\rm K}$
• Heißes ionisiertes Medium,$\rho\sim 10^{-3}\,{\rm atom}/{\rm cm}^3$,$T\sim \;{>}10^6\,{\rm K}$

Die Schallgeschwindigkeit ist proportional zu$\sqrt{T}$. Da die Temperatur um etwa 7 Größenordnungen schwankt (Maximum bei ca$10^7\,{\rm K}$, Minimum bei ca$3\,{\rm K}$), ändert sich die Schallgeschwindigkeit um mindestens einen Faktor von$1000$. Die Schallgeschwindigkeit in einer warmen Region liegt in der Größenordnung von$10\,{\rm km}/{\rm s}$.

Wissenswertes: Die Schallgeschwindigkeit spielt bei vielen astrophysikalischen Prozessen eine entscheidende Rolle. Diese Geschwindigkeit definiert die Zeit, die eine Druckwelle benötigt, um sich über eine bestimmte Entfernung auszubreiten. Ein Ort, an dem dies eine Schlüsselzeitskala ist, ist der Gravitationskollaps. Wenn die Schalldurchquerungszeit für eine Gaswolke die Zeit des freien Falls der Gravitation überschreitet (Zeit für die Ausbreitung einer durch die Schwerkraft verursachten Störung), kann der Druck dem Gravitationskollaps nicht widerstehen und die Wolke bewegt sich auf die Schaffung eines kompakteren Objekts zu (dichtere Wolke). , oder wenn die Bedingungen stimmen, ein Stern).

Noch mehr Kleinigkeiten: Der Weltraum ist ein sehr schlechter Träger (kein Träger) von Hochfrequenztönen, da die höchstfrequente Druckwelle, die übertragen werden kann, eine Wellenlänge von etwa der mittleren freien Weglänge (MFP) von Gaspartikeln hat. Das MFP im Weltraum ist groß, daher ist die Frequenzgrenze niedrig .

Aus dem idealen Gasgesetz wissen wir:

Dies breitet sich jedoch im Vakuum nicht effizient aus. Im extrem hohen Vakuum des Weltraums beträgt die mittlere freie Weglänge Millionen von Kilometern , so dass jedes Teilchen, das das Glück hat*, mit dem schallerzeugenden Objekt in Kontakt zu kommen, Lichtsekunden zurücklegen müsste, bevor es diese Informationen in a übermitteln könnte Sekundärkollision.

*Was bei der angegebenen Dichte nur etwa 50 Wasserstoffatome wären, wenn Sie in die Hände klatschen würden – sehr geringe Schallleistung!

-Bearbeiten- Wie in den Kommentaren zu Recht darauf hingewiesen wurde, ist das interstellare Medium nicht so kalt. Im Moment bewegt sich unser Sonnensystem durch eine Gaswolke bei etwa 6000 K . Bei dieser Temperatur wäre die Schallgeschwindigkeit ungefähr$9000\ \mathrm{m\ s^{-1}}$.

Siehe Kyles Antwort für eine Wertetabelle für$v_\textrm{sound}$die in verschiedenen Umgebungen im Weltraum zu finden sind, oder Pelas, um Informationen darüber zu erhalten, wie frühe Schallwellen des Universums für die heutige großräumige Struktur verantwortlich wurden.

Ich weiß, dass diese Frage technisch bereits beantwortet ist, aber in den Antworten fehlten einige Dinge, von denen ich dachte, dass sie erwähnt werden sollten (ich schreibe eine Übersichtsarbeit, in der verschiedene Regionen des Weltraums verglichen werden, daher hatte ich diese Zahlen auch bereits zur Hand).

Die Schallgeschwindigkeit im Weltraum hat mehrere Bedeutungen, weil der Weltraum kein Vakuum ist (obwohl die Zahlendichte der Magnetosphäre der Erde etwa 6-12 Größenordnungen geringer sein kann als die besten in Labors erzeugten Vakuums), ist er voll von ionisierten Partikeln, neutraler und geladener Staub .

Im interplanetaren Medium oder IPM gibt es fünf relevante Geschwindigkeiten, die alle in gewisser Weise als eine Art Klang angesehen werden können, da jede mit der Geschwindigkeit der Informationsübertragung im Medium zusammenhängt.

Klassische Vorstellung von Schallgeschwindigkeit

Wenn man über die Schallgeschwindigkeit spricht, bezieht man sich im Allgemeinen auf die übliche Form von$C_{s}^{2} = \partial P/\partial \rho$, wo$P$ist der thermische Druck und$\rho$ist die Massendichte. In einem Plasma hat dies die leicht veränderte Form von:

Im IPM,$C_{s}$~ 13 - 240 km/s [z. B. Refs. 12; 33; 34 ].

Geschwindigkeit von Magnetfeldern

Der kryptische Titel spielt auf die sogenannte Alfvén-Geschwindigkeit an, die wie folgt definiert ist:

Im IPM,$V_{A}$~ 4 - 220 km/s [z. B. Refs. 10; 12; 33; 34 ].

Geschwindigkeit magnetisierter Schallwellen

In einer magnetisierten Flüssigkeit wie einem Plasma gibt es kompressive Schwankungen, wodurch sie das Magnetfeld in Phase mit der Dichte komprimieren. Diese sind als magnetosonische oder Fast-Mode-Wellen bekannt. Die vollständige MHD -Definition der Phasengeschwindigkeit für eine Welle im schnellen Modus ist gegeben durch:

Im IPM,$V_{f}$~ 17 - 300 km/s [z. B. Refs. 10; 12; 33; 34 ].

Randbemerkung
Es gibt auch eine Slow-Mode-Welle, die sich in der Polarisation und der relativen Phase zwischen den magnetischen und Dichtefluktuationen unterscheidet. Er wird langsam genannt , weil er eine geringere Phasengeschwindigkeit als der schnelle Modus im gleichen Medium hat.

Thermische Geschwindigkeiten

Die letzten beiden relevanten Geschwindigkeiten sind die thermischen Geschwindigkeiten der Elektronen und Ionen. Die eindimensionale Effektivdrehzahl ist gegeben durch:

Im IPM wird das Elektron [z. B. Lit. 2; 3; 5; 7; 8; 14; 17-22; 24; 25; 27; 29–34 ] und Ion [z. B. Lit. 1-6; 8-11; 13; 15-17; 19; 20; 23; 26-32 ] thermische Geschwindigkeiten sind$V_{Te}^{mps}$~ 1020 - 5170 km/s und$V_{Ti}^{mps}$~ 13 - 155 km/s.

Zusammenfassung

Es gibt verschiedene Arten von klangähnlichen Geschwindigkeiten im Weltraum, und jede von ihnen kann ähnlich verwandte Phänomene hervorrufen. Zum Beispiel beziehen wir uns oft auf Mach-Zahlen , die mit verbunden sind$C_{s}$,$V_{A}$, und$V_{f}$. Darüber hinaus gibt es mehrere Plasmainstabilitäten, die aus einem Effekt resultieren, der ähnlich der Cerenkov-Strahlung ist, wodurch ein Teilchenstrahl beispielsweise die thermische Elektronengeschwindigkeit überschreitet.

Zusammenfassend lässt sich sagen, dass es in den Regionen außerhalb der lokalen Magnetosphären , aber innerhalb des Einflussbereichs unserer Sonne, eine große Bandbreite an Schallgeschwindigkeiten gibt.

Aktualisieren

Kürzlich wurde in Astrophys ein Artikel über die Statistik erdnaher temperaturabhängiger Parameter im Sonnenwind veröffentlicht . J. Suppl. von Wilsonet al. [2018] (es ist Open Access, also keine Paywall). Die Arbeit bietet neue Messungen, aber auch eine detaillierte Literaturübersicht/Referenzliste früherer Arbeiten.

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Sie müssen bedenken, dass der Weltraum mit einem dünnen Plasma gefüllt ist, das sich etwas anders verhält als ein ideales Gas. Erstens tragen die Elektronen Schall mit einer anderen Geschwindigkeit als die schwereren Protonen, aber auch die Elektronen und Protonen sind über das elektrische Feld gekoppelt. Siehe: (Schall-)Geschwindigkeit im Plasma

Die Schallgeschwindigkeit im Sonnenwind wird auf etwa 58 km/s geschätzt, basierend auf der Gleichung in der Antwort von Kieran Hunt. Allerdings ist die Temperatur eher dem Sonnenwind ähnlich$T = 1.2 \times 10^5K$( Referenz )

Angesichts der geringen Gasdichte wäre die Schallgeschwindigkeit eine direkte Funktion der Temperatur des Gases, dh der Geschwindigkeit der Moleküle/Atome. Da diese in der Nähe einiger Sterne von etwa 2,7 K bis zu Millionen Grad variiert, kann sich die Schallgeschwindigkeit ziemlich ändern.

Die direkte Messung zeigt, dass die Geschwindigkeit 1100 m/s beträgt.

Das pfeilähnliche Gravity Field und der Ocean Circulation Explorer (GOCE) Earth Explorer der ESA umkreisten die Erde früher so nah wie möglich - nur 260 km hoch -, um ihre Empfindlichkeit gegenüber Schwankungen im Gravitationsfeld der Erde zu maximieren. In dieser Höhe gibt es genug Atmosphäre, um einen kleinen Luftwiderstand auszuüben. Der Satellit hatte eine aerodynamische Form und einen kleinen Motor, um ihn in der Umlaufbahn zu halten. Die Mission endete, als der Motor keinen Treibstoff mehr hatte.

Im Jahr 2011 verursachte das gewaltige japanische Tohoku-Erdbeben der Stärke 9,1 atmosphärische Störungen. Diese lenkten den Satelliten ab. Dichtevariationen wurden ebenfalls gemessen. Artikel und Video hier .