Nie wiem czy Bóg istnieje, ale byłoby z korzyścią dla Jego reputacji, gdyby nie istniał" - Renard

Wynosi ona tutaj jeszcze pięć do dziesięciu cząstek na jeden centymetr sześcienny. Stąd matematyk bez najmniejszej trudności obliczy, na jakiej odległości od Słońca plazma ta już staje się tak rozrzedzona, że koncentracja jej odpowiada gęstości materii międzygwiazdowej. Teraz czas najwyższy na odnotowanie sytuacji, którą już rozpatrywaliśmy w zupełnie innym powiązaniu: a mianowicie tej, kiedy dwa niewiarygodnie rozrzedzone, a zarazem akurat równie "gęste" ośrodki z wielką szybkością wpadają wzajem na siebie. Ponieważ obaj partnerzy zderzenia w najściślejszym tego słowa znaczeniu są "równoważni", dochodzi w danym miejscu do wszystkich zjawisk prawdziwego zderzenia, a więc do zawirowań, do zjawisk cieplnych i wszystkich innych skutków nagłego procesu hamowania. Należy więc założyć, że w tym rejonie znajduje się najwyższa czy też najdalsza granica atmosfery słonecznej, której parcie na zewnątrz tutaj się kończy. Jednakże sam ten stosunkowo prosty rachunek nie wystarcza do określenia miejsca, w którym znajduje się interesująca nas granica. Nie wzięliśmy przecież dotychczas w ogóle pod uwagą drugiego czynnika działającego hamująco na wiatr słoneczny, a przecież wpływ jego nieco utrudnia całą sprawę, także pod względem rachunkowym. Tym drugim czynnikiem są pola magnetyczne w obrębie Układu Słonecznego. Już od dawna na podstawie pewnych teoretycznych rozważań przyjmowano, że – podobnie jak w całym Wszechświecie – tak samo i w obrębie naszego Układu Słonecznego istnieć muszą słabe pola magnetyczne; istotnie obecność ich została w ostatnich latach bezpośrednio udowodniona, znowu dzięki badaniom przy użyciu sond kosmicznych. Owe pola magnetyczne naturalnie także hamują słoneczną plazmę. Widzieliśmy już, że "wiatr słoneczny" składa się przede wszystkim z protonów i elektronów, a więc można by rzec – z części atomów wodoru. Jak wiadomo, wewnątrz kompletnego atomu ładunki elektryczne protonów i elektronów dokładnie się wyrównują. Jednakże gdy atomy – tak jak w przypadku wiatru słonecznego – występują w postaci rozłożonej na swoje części składowe, czyli "zjonizowanej" (jako trwały skutek ogromnego gorąca na powierzchni Słońca), wówczas stanowią one, jak już wspomnieliśmy pokrótce, elektrycznie naładowane cząstki, mogące ulegać wpływom sił magnetycznych. Oddziaływanie w przestrzeni międzyplanetarnej tych pól magnetycznych na wiatr słoneczny jest bardzo trudno obliczyć czy też ocenić, ponieważ wciąż jeszcze nie dysponujemy dostatecznymi wiadomościami o sile tych pól i ponieważ pewną rolę odgrywa tu również usytuowanie ich w przestrzeni oraz indywidualny stan ich ruchu, a o tym wiemy tyle co nic. Jednakże rachunek można przeprowadzić na podstawie wartości granicznych, a więc zrobić dwa obliczenia, raz przyjmując teoretycznie możliwe najwyższe wartości dla czynników hamujących wiatr słoneczny, a drugi raz – odwrotnie, za punkt wyjścia wziąć najniższe spośród w ogóle istniejących wartości. W wyniku tej metody otrzymujemy dane o tym, jak daleko co najmniej atmosfera słoneczna musi sięgać w przestrzeń kosmiczną (gdyby wszystkie czynniki hamujące rzeczywiście miały wywierać największy wpływ, jaki jest w ogóle teoretycznie możliwy) oraz jak daleko może się ona rozciągać w przypadku krańcowym – to znaczy takim, w którym wpływ wszystkich wymienionych czynników byłby tak słaby, jak tylko można to sobie teoretycznie wyobrazić. Astronomowie naturalnie taki rachunek przeprowadzali kilkakrotnie i 2 dużą starannością