Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 18 – vyšlo 30. července, ročník 4 (2006)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

STEREO – konečně 3D obraz korony

Filip Přibyl

Dvacátého srpna tohoto roku snad (známe počasí) započne unikátní mise Solar TErrestrial RElations Observatory, tedy „Observatoř zkoumající vztahy Slunce-Země“. Je to po sondách SOHOSOHO – SOlar and Heliospheric Observatory, sonda vypuštěná NASA v roce 1995 se zaměřením na pozorování a výzkum slunečního povrchu, atmosféry, koróny a slunečního větru. Základem observatoře je dalekohled EIT o průměru 12 cm. Hmotnost sondy je 1 875 kilogramů, největší rozměr (bez slunečních panelů) je 4,7 metru. Sonda obíhá kolem libračního bodu L1 a je stále aktivní. a TRACETRACE – Transition Region and Coronal Explorer, sonda NASA vypuštěná v roce 1998 a navazující na práci družice SOHO. Poskytuje vynikající snímky plazmatu rozprostřeného podél silokřivek magnetického pole v UV oboru. již třetí mise zkoumající Slunce, pořádaná NASANASA – National Aeronautics and Space Administration, americký Národní úřad pro letectví a kosmonautiku, byl založen prezidentem Eisenhowerem 29. července 1958. Jde o instituci zodpovědnou za kosmický program USA a dlouhodobý civilní i vojenský výzkum vesmíru. K nejznámějším projektům patří mise Apollo, která v roce 1969 vyvrcholila přistáním člověka na Měsíci, mise Pioneer, Voyager, Mars Global Surveyor a dlouhá řada dalších.. Bude trvat dva roky a měla by přinést revoluční pohled na systém ZeměZemě – největší z planet zemského typu. Je jedinou planetou v celém vesmíru, o které víme, že na ní existuje život. Má dostatečně hustou atmosféru, dostatek kapalné vody v povrchových oceánech. Kolem Země obíhá jediný měsíc s vázanou rotací. Při pozorování Země z kosmu vidíme hlavně modrou barvu oceánů. 70 % povrchu Země je pokryto oceány, 30 % tvoří kontinenty. Země sestává z těchto vrstev: jádro, plášť, kůra, troposféra, stratosféra, mezosféra, termosféra. Plášť a kůra jsou odděleny tzv. Mohorovičiæovým rozhraním. Kůra se posouvá a „plave“ na polotekutém plášti. Teplota v centru Země je 5 100 °C, tlak 360 GPa. Magnetické pole Země má přibližně dipólový charakter, je deformováno slunečním větrem do typického tvaru.–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..

Logo mise Stereo

Slunce – 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.

Korona – atmosféra Slunce, v níž pohyb částic dominantně ovlivňuje gravitace a magnetické pole. Hranice mezi koronou a slunečním větrem se nazývá Alfvénův povrch. Teplota korony dosahuje až milionů stupňů Celsia, pravděpodobně je korona ohřívána rozpadem plazmových vln a lokálními rekonekcemi (přepojováním) magnetických siločar. K korona (kontinuum) je způsobena rozptylem slunečního světla na volných elektronech. F korona (Fraunhoferova) je způsobena rozptylem slunečního světla na prachových částicích padajících z meziplanetárního prostoru na Slunce, charakteristické jsou absorpční čáry. E korona (emisní) jsou emisní čáry způsobené přechody ve vysoce ionizovaných kovech. Tyto čáry jsou možné jen za vysokých teplot milionů kelvinů.

CME – Coronal Mass Ejection, výron sluneční koronální hmoty (s vmrznutým magnetickým polem) do meziplanetárního prostoru. K výronům CME dochází pravidelně, jejich četnost odpovídá sluneční aktivitě – v minimu dochází k CME přibližně jednou za den, v maximu dochází k CME až třikrát denně. Rychlé výrony CME se mohou dostat až do vzdálenějších oblastí Sluneční soustavy, takové putující plazmoidy se nazývají ICME (Interplanetary CME).

Sluneční 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.

Tento projekt budou zabezpečovat dvě stejné sondy, které na oběžnou dráhu Země vynese raketa Delta II 7925-10L. Každá z nich bude mít hmotnost 620 kg včetně paliva. Vysvětlit jejich umístění je poněkud komplikované: jedna ze sond poletí kolem Slunce „na oběžné dráze před Zemí“ a druhá „na oběžné dráze za Zemí“. V průběhu dvouleté mise se od sebe budou postupně vzdalovat a přitom sledovat procesy ve sluneční koroně ze dvou zorných úhlů pohledu. Jejich úkolem bude pořízení 3D modelu sluneční korony a podrobné zkoumání jejích vlastností. Mimo jiné budou sondy zkoumat také sluneční erupce a hlásit, kdy dorazí k Zemi. Zkoumání slunečních erupcí je velmi důležité, v jejich průběhu Slunce vyvrhuje až 10 miliard tun hmoty ze své atmosféry do vesmíru. Tato hmota se pohybuje rychlostí až 1,6 milionů km/h (0,1 rychlosti světla) a má velký vliv na magnetosféry planet. Nabité částice odvržené ze sluneční atmosféry mohou nejen silně poškodit satelity, ale také ohrozit životy astronautů, kteří by byli ve volném vesmíru. Unikátní pohled na koronu Slunce ze dvou různých míst poskytne vědcům potřebný materiál ke zkoumání zákonitostí a vztahů v koronálním plazmatu.

STEREO

Pozice obou sond na oběžné dráze kolem Slunce. Zdroj: NASA.

STEREO

Sondy umožní „stereo“ pohled ze dvou zorných úhlů a poskytnou tak data
k vytvoření 3D modelu jevů ve sluneční koroně. Zdroj: NASA.

Animace

Animace postupného vzdalování obou sond (avi, 189 kB) (gif, 3 MB). Zdroj: NASA.
Animace oddělení obou sond na oběžné dráze Země (mpg, 764 kB). Zdroj: NASA

ZAŘÍZENÍ OBOU SOND Sondy byly sestavovány v Laboratoři aplikované fyziky na univerzitě Johna Hopkinse a nesou na palubě tyto přístroje:
SECCHI (Sun Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation) Zařízení poskytne data k vytvoření 3D obrazu koronyKorona – atmosféra Slunce, v níž pohyb částic dominantně ovlivňuje gravitace a magnetické pole. Hranice mezi koronou a slunečním větrem se nazývá Alfvénův povrch. Teplota korony dosahuje až milionů stupňů Celsia, pravděpodobně je korona ohřívána rozpadem plazmových vln a lokálními rekonekcemi (přepojováním) magnetických siločar. K korona (kontinuum) je způsobena rozptylem slunečního světla na volných elektronech. F korona (Fraunhoferova) je způsobena rozptylem slunečního světla na prachových částicích padajících z meziplanetárního prostoru na Slunce, charakteristické jsou absorpční čáry. E korona (emisní) jsou emisní čáry způsobené přechody ve vysoce ionizovaných kovech. Tyto čáry jsou možné jen za vysokých teplot milionů kelvinů. a heliosféryHeliosféra – 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. Slunce. Skládá se z těchto přístrojů: zobrazovací jednotky v oboru XUVObor UV – elektromagnetické záření v oboru vlnových délek 1 nm až 380 nm. Tento obor dále dělíme na extremální UV (XUV neboli EUV, 1 nm až 31 nm), daleké UV (FUV neboli VUV, 30 nm až 200 nm) a blízké UV (UV, 200 nm až 380 nm). Blízké UV je pak možné dále dělit na UVA, UVB a UVC., dvou koronografů ve viditelném světle, heliosférické zobrazovací jednotky.
S/WAVES (STEREO/WAVES) Je zařízení pro vyhledávání radiových poruch a vzplanutí. Přístroj bude schopný sledovat vznik a vývoj těchto poruch a jejich šíření od Slunce až po dráhu Země.
IMPACT (In-situ Measurements of Particles and CME Transients) Přístroj bude dodávat 3D rozdělení a parametry energetických částic 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 lokální vektor magnetického pole.
PLASTIC (PLAsma and SupraThermal Ion Composition) Bude poskytovat charakteristiky protonů, alfa částic a těžkých iontů. Tento experiment poskytne klíčová měření hmotnosti a náboje těžkých iontů a dále parametry CMECME – Coronal Mass Ejection, výron sluneční koronální hmoty (s vmrznutým magnetickým polem) do meziplanetárního prostoru. K výronům CME dochází pravidelně, jejich četnost odpovídá sluneční aktivitě – v minimu dochází k CME přibližně jednou za den, v maximu dochází k CME až třikrát denně. Rychlé výrony CME se mohou dostat až do vzdálenějších oblastí Sluneční soustavy, takové putující plazmoidy se nazývají ICME (Interplanetary CME). plazmatuPlazma – kvazineutrální soubor nabitých a neutrálních částic, který vykazuje kolektivní chování. Lidsky to znamená, že se v dané látce nachází elektricky nabité částice. Kladné a záporné náboje se navzájem kompenzují, takže celek je elektricky neutrální. Částice jsou schopné reagovat na elektrická a magnetická pole jako celek. Plazma vzniká odtržením elektronů z elektrického obalu atomárního plynu nebo ionizací molekul. S plazmatem se můžeme setkat v elektrických výbojích (blesky, jiskry, zářivky), v polárních zářích, ve hvězdách, ve slunečním větru a v mlhovinách. Pro plazma jsou typické silně nelineární jevy a nestability. Přes 99 % atomární látky ve vesmíru je v plazmatickém skupenství. odlišující se od okolního plazmatu korony.

ZAŘÍZENÍ OBOU SOND

Sondy byly sestavovány v Laboratoři aplikované fyziky na univerzitě
Johna Hopkinse a nesou na palubě tyto přístroje:

SECCHI (Sun Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation)

Zařízení poskytne data k vytvoření 3D obrazu koronyKorona – atmosféra Slunce, v níž pohyb částic dominantně ovlivňuje gravitace a magnetické pole. Hranice mezi koronou a slunečním větrem se nazývá Alfvénův povrch. Teplota korony dosahuje až milionů stupňů Celsia, pravděpodobně je korona ohřívána rozpadem plazmových vln a lokálními rekonekcemi (přepojováním) magnetických siločar. K korona (kontinuum) je způsobena rozptylem slunečního světla na volných elektronech. F korona (Fraunhoferova) je způsobena rozptylem slunečního světla na prachových částicích padajících z meziplanetárního prostoru na Slunce, charakteristické jsou absorpční čáry. E korona (emisní) jsou emisní čáry způsobené přechody ve vysoce ionizovaných kovech. Tyto čáry jsou možné jen za vysokých teplot milionů kelvinů. a heliosféryHeliosféra – 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. Slunce. Skládá se z těchto přístrojů:

zobrazovací jednotky v oboru XUVObor UV – elektromagnetické záření v oboru vlnových délek 1 nm až 380 nm. Tento obor dále dělíme na extremální UV (XUV neboli EUV, 1 nm až 31 nm), daleké UV (FUV neboli VUV, 30 nm až 200 nm) a blízké UV (UV, 200 nm až 380 nm). Blízké UV je pak možné dále dělit na UVA, UVB a UVC.,
dvou koronografů ve viditelném světle,
heliosférické zobrazovací jednotky.

S/WAVES (STEREO/WAVES)

Je zařízení pro vyhledávání radiových poruch a vzplanutí. Přístroj bude schopný sledovat vznik a vývoj těchto poruch a jejich šíření od Slunce až po dráhu Země.

IMPACT (In-situ Measurements of Particles and CME Transients)

Přístroj bude dodávat 3D rozdělení a parametry energetických částic 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 lokální vektor magnetického pole.

PLASTIC (PLAsma and SupraThermal Ion Composition)

Bude poskytovat charakteristiky protonů, alfa částic a těžkých iontů. Tento experiment poskytne klíčová měření hmotnosti a náboje těžkých iontů a dále parametry CMECME – Coronal Mass Ejection, výron sluneční koronální hmoty (s vmrznutým magnetickým polem) do meziplanetárního prostoru. K výronům CME dochází pravidelně, jejich četnost odpovídá sluneční aktivitě – v minimu dochází k CME přibližně jednou za den, v maximu dochází k CME až třikrát denně. Rychlé výrony CME se mohou dostat až do vzdálenějších oblastí Sluneční soustavy, takové putující plazmoidy se nazývají ICME (Interplanetary CME). plazmatuPlazma – kvazineutrální soubor nabitých a neutrálních částic, který vykazuje kolektivní chování. Lidsky to znamená, že se v dané látce nachází elektricky nabité částice. Kladné a záporné náboje se navzájem kompenzují, takže celek je elektricky neutrální. Částice jsou schopné reagovat na elektrická a magnetická pole jako celek. Plazma vzniká odtržením elektronů z elektrického obalu atomárního plynu nebo ionizací molekul. S plazmatem se můžeme setkat v elektrických výbojích (blesky, jiskry, zářivky), v polárních zářích, ve hvězdách, ve slunečním větru a v mlhovinách. Pro plazma jsou typické silně nelineární jevy a nestability. Přes 99 % atomární látky ve vesmíru je v plazmatickém skupenství. odlišující se od okolního plazmatu korony.

Odkazy

NASA missions: STEREO

NASA: Stereo Spacecraft