| |||
|
Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. | |||
|
Voyager 1 opouští sluneční soustavu
Marek Jasanský
Americké sondy Voyager 1 a 2 byly do vesmíru vypuštěny v roce 1977. Cílem těchto sond byl nejprve průzkum JupiteruJupiter – největší a nejhmotnější (1,9×1027 kg) planeta Sluneční soustavy má plynokapalný charakter a chemické složení podobné Slunci. Se svými mnoha měsíci se Jupiter podobá jakési „sluneční soustavě“ v malém. Jupiter má, stejně jako všechny obří planety, soustavu prstenců. Rychlá rotace Jupiteru (s periodou 10 hodin) způsobuje vydouvání rovníkových vrstev a vznik pestře zbarvených pásů. Charakteristickým útvarem Jupiterovy atmosféry je Velká rudá skvrna, která je pozorována po několik století. Atmosféra obsahuje kromě vodíku a helia také metan, amoniak a vodní páry. Teplota pod oblaky směrem ke středu roste. Na vrcholcích mraků je −160 °C, o 60 km hlouběji je přibližně stejná teplota jako na Zemi. Proudy tekoucí v nitru (v kovovém vodíku) vytvářejí kolem Jupiteru silné dipólové magnetické pole. a SaturnuSaturn – druhá největší planeta Sluneční soustavy. Je charakteristická dobře viditelným prstencem. Saturn je od Slunce desetkrát dále než Země, a proto je jeho teplota velmi nízká (−150 °C). Průměrná hustota planety 0,7 g·cm−3 je nejnižší z celé sluneční soustavy, dokonce nižší než hustota vody. Saturn patří k obřím planetám. Oběhne Slunce za 30 let, kolem vlastní osy se otočí za pouhých 10 hodin. Rychlá rotace způsobuje vznik pásů. V atmosféře jsou pozorovány velké žluté či bílé skvrny. Atmosféra je tvořena oblaky čpavku, vodíkem a heliem. V nitru je snad malé jádro z křemičitanů obklopené kovovým vodíkem. Vítr v atmosféře dosahuje rychlosti až 1 800 km/h. Magnetické pole má dipólový charakter s osou téměř rovnoběžnou s rotační osou.. Později však byla jejich mise ještě rozšířena. Voyager 2 letěl nejprve sám zkoumat UranUran – jedna ze čtyř obřích planet, sedmá planeta sluneční soustavy má charakteristický modrozelený nádech. Průměrná hvězdná velikost 5,5m je na hranici viditelnosti lidským okem. Planeta má soustavu prstenců a kolem krouží rozsáhlý systém měsíců podobně jako u ostatních obřích planet. Kromě vodíku a helia obsahuje atmosféra také metan, způsobující namodralé zbarvení. Ve středu Uranu je jádro z hornin a železa. Rotační osa Uranu je vzhledem k rovině oběhu stočená na bok (98°), patrně díky střetu s jinou velkou planetou při vzniku sluneční soustavy. Rotace je diferenciální s periodou 16÷17 hodin. Rychlost větrů v atmosféře dosahuje až 600 km/h. Magnetická osa svírá s osou rotace úhel 59° a je značně excentrická (prochází 8 000 km od středu planety). Magnetosféra je výrazná, intenzita pole je srovnatelná s intenzitou pole Země, ohon je zkroucen do tvaru vývrtky díky vlastní rotaci planety. a NeptunNeptun – poslední z obřích planet. Podobně jako ostatní obří planety má prstence, rozsáhlou soustavu měsíců a pásovitou strukturu atmosféry s obřími víry – skvrnami. Neptun je téměř stejně velký jako Uran. Průměrná hvězdná velikost je 7,8m, a proto nemůže být pozorován okem. Atmosféra má pásovitou strukturu, rotace je diferenciální s průměrnou periodou 19 hodin. Vlastní rotační perioda planety je 16 hodin, atmosféra tedy vzhledem k povrchu rotuje retrográdně. V atmosféře se nachází obří anticyklóny, například Malá a Velká temná skvrna. Atmosféra má zelenomodrou barvu, v horních vrstvách převládá vodík a helium. Modrozelené zabarvení je způsobeno stopami metanu. Rychlosti větru naměřené sondou Voyager 2 přesahují 2 000 km/h. Magnetické pole má dipólový charakter, osa je skloněna 47° vzhledem k rotační ose a posunutá od středu o 0,55 poloměru., později však stejně jako Voyager 1 pokračoval v cestě směrem od Slunce a teď jsou již obě sondy daleko za oběžnou dráhou PlutaPluto – spolu s Charonem tvoří trpasličí dvojplanetu v Kuiperově pásu, která patří do rodiny plutoidů. Do roku 2006 byl Pluto řazen konvenčně mezi planety. V blízkosti jsou čtyři menší měsíce Nix, Hydra, Kerberos a Styx. Pluto oběhne Slunce jednou za 248 pozemských let po protáhlé, eliptické dráze. Kolem vlastní osy se otáčí v opačném smyslu, než obíhá. Jeho povrch, kde je nejvíce zastoupen dusíkový a metanový led, dobře odráží světlo. Dráha Pluta je mimořádně excentrická, v některých obdobích je blíže ke Slunci než Neptun (1979–1999). Sklon dráhy k rovině ekliptiky je 17,1°. Sklon rotační osy od kolmice na rovinu dráhy je 122,5°. Pluto se, podobně jako Uran, odvaluje v rovině dráhy.. Stále však za pomoci tzv. Deep Space NetworkDSN – Deep Space Network. Jde o mezinárodní komunikační síť antén sloužící podpoře meziplanetárních letů a radioastronomických pozorování. Síť začala budovat NASA a dnes ji tvoří tři sedmdesátimetrové antény umístěné na Zemi v přibližných rozestupech 120°: Goldstone (poušť Mojave v Kalifornii), v blízkosti Madridu (Španělsko) a v blízkosti Canberry (Austrálie). zasílají na Zemi informace o prostředí, kterým prolétávají. Díky těmto informacím jsou si nyní vědci jistí, že sonda Voyager 1 doletěla k hranici sluneční soustavy.
Voyager – dvojice identických sond, jejichž mise započala v roce 1977. Zdroj NASA.
|
Heliosféra – oblast magnetického vlivu Slunce. Heliosféra není kulová, jak by se mohlo zdát z jejího názvu. Je od Slunce v různých směrech různě vzdálená, zhruba 110 až 160 au. Uvnitř heliosféry se nachází plazma slunečního větru. Heliosféra končí hraniční vrstvou, jejíž vnější část se nazývá heliopauza. Terminační vlna – jiným názvem rázová vlna slunečního větru je oblast, ve které rychlost částic slunečního větru klesá na podzvukovou rychlost. Tato oblast má tvar povrchu koule a je vzdálena přibližně 90 až 95 au od Slunce. Plášť heliosféry – poslední oblast heliosféry před heliopauzou, oblast mezi terminační vlnou a heliopauzou. Heliopauza – hranice heliosféry. Jde o oblast, ve které končí vliv magnetického pole našeho Slunce. Uvnitř heliosféry dominuje sluneční vítr, za heliopauzou se nachází mezihvězdné prostředí. Rázová vlna heliosféry – rázová vlna vznikající ve směru pohybu Slunce mezihvězdným prostředím. Stýká se zde magnetické pole Slunce s magnetickým polem galaktickým. AU – astronomická jednotka (Astronomical Unit), původně střední vzdálenost Země od Slunce, v roce 2012 ji IAU definovala jako 149 597 870 700 m přesně a změnila zkratku z AU na au. Astronomická jednotka se používá především pro určování vzdáleností ve sluneční soustavě, pro přibližné odhady postačí hodnota 150 milionů kilometrů. |
Jak tato nejvzdálenější část sluneční soustavy vypadá? Nejlepší bude, když se hned podíváme na obrázek. HeliosféraHeliosféra – oblast magnetického vlivu Slunce. Heliosféra není kulová, jak by se mohlo zdát z jejího názvu. Je od Slunce v různých směrech různě vzdálená, zhruba 110 až 160 au. Uvnitř heliosféry se nachází plazma slunečního větru. Heliosféra končí hraniční vrstvou, jejíž vnější část se nazývá heliopauza. je modrá oblast kapkovitého tvaru uprostřed obrázku. Jde o oblast vlivu SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×106 km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×106 km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×106 K a zářivým výkonem 3,846×1026 W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium. vyplněnou částicemi slunečního větruSluneční vítr – proud nabitých částic ze Slunce, které zaplavují celou Sluneční soustavu. Zejména jde o protony, elektrony a alfa částice (jádra hélia). Typická rychlost částic u Země je kolem 500 km/s (rychlost zvuku v tomto prostředí je 50 km/s), teplota 3 eV (30 000 K) a koncentrace několik protonů v cm3. Částice vylétávající podél otevřených siločar mají vyšší rychlost (přibližně 750 km/s) a nazýváme je rychlý sluneční vítr. Sluneční vítr objevil anglický astronom Richard Carrington v roce 1859, kdy bylo za půl dne po slunečním vzplanutí narušeno magnetické pole Země. Pojmenování sluneční vítr pochází od amerického astronoma Eugena Parkera. a magnetickým polem Slunce. Modrý kruh uvnitř heliosféry znázorňuje část, ve které se sluneční vítr šíří nadzvukovou rychlostí. Ve vzdálenosti 75÷90 AU od Slunce je sluneční vítr zpomalen tlakem hvězdného větru na podzvukovou rychlost. Plocha, kde k tomuto zpomalení dochází, se nazývá terminační vlnaTerminační vlna – jiným názvem rázová vlna slunečního větru je oblast, ve které rychlost částic slunečního větru klesá na podzvukovou rychlost. Tato oblast má tvar povrchu koule a je vzdálena přibližně 90 až 95 au od Slunce..
Heliosféra Slunce. Zdroj AGA.
SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×106 km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×106 km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×106 K a zářivým výkonem 3,846×1026 W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium., samozřejmě i s celou heliosférouHeliosféra – oblast magnetického vlivu Slunce. Heliosféra není kulová, jak by se mohlo zdát z jejího názvu. Je od Slunce v různých směrech různě vzdálená, zhruba 110 až 160 au. Uvnitř heliosféry se nachází plazma slunečního větru. Heliosféra končí hraniční vrstvou, jejíž vnější část se nazývá heliopauza., putuje mezihvězdným prostorem naší Galaxie. Podobně jako plující loď rozráží vodu a vytváří rázovou vlnu na vodní hladině, i sluneční soustava letící mezihvězdným prostorem naráží do hvězdného větru a vytváří svou vlastní rázovou vlnu heliosféryRázová vlna heliosféry – rázová vlna vznikající ve směru pohybu Slunce mezihvězdným prostředím. Stýká se zde magnetické pole Slunce s magnetickým polem galaktickým.. Tuto rázovou vlnu si můžete dobře prohlédnout na animacích na začátku dnešního čísla Aldebaran Bulletinu.
A kde přesně se tedy Voyager 1 nyní nachází? Musím vás bohužel zklamat, přesně to nevíme. Hranice sluneční soustavy je oblast komplikovaná, nevíme, kde přesně začíná a kde končí, nemáme o ní žádné bližší informace. Vědci si jsou však jistí, že sonda již vstoupila aspoň do pláště heliosféryPlášť heliosféry – poslední oblast heliosféry před heliopauzou, oblast mezi terminační vlnou a heliopauzou.. Jako důkaz tohoto tvrzení uvádějí fakt, že hustota slunečního větruSluneční vítr – proud nabitých částic ze Slunce, které zaplavují celou Sluneční soustavu. Zejména jde o protony, elektrony a alfa částice (jádra hélia). Typická rychlost částic u Země je kolem 500 km/s (rychlost zvuku v tomto prostředí je 50 km/s), teplota 3 eV (30 000 K) a koncentrace několik protonů v cm3. Částice vylétávající podél otevřených siločar mají vyšší rychlost (přibližně 750 km/s) a nazýváme je rychlý sluneční vítr. Sluneční vítr objevil anglický astronom Richard Carrington v roce 1859, kdy bylo za půl dne po slunečním vzplanutí narušeno magnetické pole Země. Pojmenování sluneční vítr pochází od amerického astronoma Eugena Parkera. v okolí sondy se v prosinci 2004 prudce zvýšila asi na 2,5 násobek původní hodnoty. Od té doby je trvale měřena vyšší koncentrace částic a s tím souvisící i vyšší hodnota magnetického pole. Příčinou je zpomalení slunečního větru, ke kterému dochází na terminační vlněTerminační vlna – jiným názvem rázová vlna slunečního větru je oblast, ve které rychlost částic slunečního větru klesá na podzvukovou rychlost. Tato oblast má tvar povrchu koule a je vzdálena přibližně 90 až 95 au od Slunce.. Představme si to jako auta jedoucí po dálnici. Pokud je provoz mírný a auta jedou rychle, mezi jednotlivými vozidly jsou velké rozestupy a hustota aut na dálnici je malá. Když ale první auto z nějakého důvodu musí zpomalit, zpomalují i ostatní vozy, rozestupy se přitom zkracují a hustota aut stoupá.
Na přesnější informace o heliopauzeHeliopauza – hranice heliosféry. Jde o oblast, ve které končí vliv magnetického pole našeho Slunce. Uvnitř heliosféry dominuje sluneční vítr, za heliopauzou se nachází mezihvězdné prostředí., rázové vlně heliosféryRázová vlna heliosféry – rázová vlna vznikající ve směru pohybu Slunce mezihvězdným prostředím. Stýká se zde magnetické pole Slunce s magnetickým polem galaktickým. a celkově o celé hranici sluneční soustavy si musíme ještě počkat. Věřme však, že se dočkáme, neboť obě sondy Voyager mají ještě energetické prostředky (radioizotopové generátory) na shromažďování a zasílání vědeckých informací na Zemi alespoň do roku 2020.
Oblouk na fotografii z HST je rázová vlna, která má šíři 0,5 světelného roku. Vytvořila ji hvězda LL Orionis letící skrze Velkou mlhovinu v Orionu. Snímek pochází z roku 1995. Zdroj: The Hubble Heritage Team (STScI/AURA).
Klip týdne: Rázová vlna heliosféry
Oba dva dnešní klipy pocházejí z dílny NASA. Na prvním z nich se postupně vzdalujeme od SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×106 km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×106 km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×106 K a zářivým výkonem 3,846×1026 W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium.. V okamžiku, kdy opouštíme Sluneční soustavu, začíná být patrný sluneční vítrSluneční vítr – proud nabitých částic ze Slunce, které zaplavují celou Sluneční soustavu. Zejména jde o protony, elektrony a alfa částice (jádra hélia). Typická rychlost částic u Země je kolem 500 km/s (rychlost zvuku v tomto prostředí je 50 km/s), teplota 3 eV (30 000 K) a koncentrace několik protonů v cm3. Částice vylétávající podél otevřených siločar mají vyšší rychlost (přibližně 750 km/s) a nazýváme je rychlý sluneční vítr. Sluneční vítr objevil anglický astronom Richard Carrington v roce 1859, kdy bylo za půl dne po slunečním vzplanutí narušeno magnetické pole Země. Pojmenování sluneční vítr pochází od amerického astronoma Eugena Parkera. proudící od Slunce. Povrch modré koule, která se na klipu objeví, znázorňuje tzv. terminační vlnuTerminační vlna – jiným názvem rázová vlna slunečního větru je oblast, ve které rychlost částic slunečního větru klesá na podzvukovou rychlost. Tato oblast má tvar povrchu koule a je vzdálena přibližně 90 až 95 au od Slunce. – místo, kde klesá rychlost slunečního větru pod hodnotu rychlosti zvuku. Při dalším vzdalování vidíme rázovou vlnu heliosféryRázová vlna heliosféry – rázová vlna vznikající ve směru pohybu Slunce mezihvězdným prostředím. Stýká se zde magnetické pole Slunce s magnetickým polem galaktickým., která vzniká při pohybu Slunce mezihvězdným prostředím. Rázová vlna heliosféry je místo, kde se stýká magnetické pole Slunce s mezihvězdným magnetickým polem. Na druhém klipu probíhá zoomování opačným směrem. Na počátku vidíme celou Galaxii a postupně se blížíme ke Slunci, které si na svém letu Galaxií razí cestu mezihvězdným prostředím. Zdroj: NASA.
Odkazy
