Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 12 – vyšlo 22. března, ročník 6 (2008) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

12/2008

Odyseus již napotřetí Slunce obkružuje II

Ivan Havlíček

Poznatky získané o Slunci

Sonda Ulysses, určená ke studiu 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. a meziplanetárního prostředí, startovala 9. 10. 1990 směrem k 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 odtud byla 8. 2. 1992 vrácena Jupiterem zpět ke Slunci. Ulysses létá téměř kolmo k rovině ekliptikyEkliptika – zdánlivá dráha Slunce na obloze. Průsečnice, v níž rovina dráhy Země kolem Slunce protíná světovou sféru. Rovina ekliptiky je rovinou oběžné dráhy Země. s oběžnou dobou 6,2 roku. Právě probíhá třetí oblet kolem Slunce, sonda se pohybuje nad severním slunečním pólem a pravděpodobně již došlo, díky vyčerpání energetických článků, k přirozenému ukončení mise.

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. 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. Sluneční záření – elektromagnetické záření širokého spektra, od dlouhovlnného rádiového záření až po rentgenové, které vyzařuje Slunce. U Země tok energie slunečního záření činí přibližně 1,4 kW/m2. Sluneční cyklus – přibližně jedenáctiletý základní cyklus v životě Slunce. Během něho se periodicky mění počet slunečních skvrn i samotný sluneční výkon. Poprvé o něm pro nás napsal Heinrich Schwabe v roce 1843, i když objeven byl už v 70. letech 18. století Christianem Horrebowem, jehož práce ale bohužel zapadla. Švýcarský astronom Rudolf Wolf (1816–1893) dopočetl sluneční aktivitu zpětně až do poloviny 17. století a cyklus z let 1755 až 1766 označil jako první. V  prosinci roku 2019 Slunce podle tohoto značení zahájilo 25. cyklus činnosti.

Již při prvním obletu Slunce byly získány komplexní údaje o slunečním 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 meziplanetárním prostředí. Na následujícím obrázku je zakreslena radiální rychlost slunečního větru vztažená k poloze sondy (naměřené rozmezí 350÷800 km/s), polarita magnetického pole, energetické částice a částice kosmického zářeníKosmické záření – proud částic nejrůznějšího původu přilétající z vesmíru. Při interakci s atmosférou vzniká sprška milionů i miliard částic. Nejenergetičtější částice kosmického záření, které se dosud podařilo detekovat, mají energie až 10²⁰ eV. Sprška z takové částice zasáhne na zemském povrchu mnoho desítek km². Tak energetická částice se objeví přibližně jednou za sto let. Kosmické záření je majoritním zdrojem antihmoty na naší planetě. Může vznikat v supernovách, pulzarech, aktivních galaktických jádrech, atd. Naprostá většina částic kosmického záření, okolo 88 %, jsou protony, přibližně 10 % jsou jádra hélia (alfa záření), 1 % elektrony a pozitrony a 1 % těžké prvky. Kosmické záření má naprosto nejširší spektrum energií ze všech dodnes známých jevů. Mnohé částice, které se dnes vědci pokoušejí nalézt v moderních urychlovačích, se mohou nacházet právě v kosmickém záření. Kosmické záření bylo objeveno v roce 1912 rakouským fyzikem Victorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 300 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry, a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku. (v logaritmické stupnici, profil přicházejícího kosmického záření kopíruje vyzařování nízkoenergetických částic). Při velmi hrubém přiblížení je rychlost slunečního větru v heliografických šířkách nad 30° jednotná kolem 750 km/s a to na obou polokoulích. Také byla zjištěna ustálená perioda 26 dní ve vyzařování urychlovaných částic, s níž se mění tlak slunečního větru (nejlépe je to zřetelné v první polovině roku 1994).

Poměrně malé jsou také výkyvy v intenzitě kosmického záření vzhledem k heliografické šířce. Patrná je zvýšená intenzita galaktického záření v oblasti pólů oproti měření získaným nad rovníkem. Nízká intenzita v letech 1992 až 1993 (patrná v levé části grafu) je interpretována jako dočasný efekt zapříčiněný doznívajícím maximem sluneční činnosti a blížícím se nástupem slunečního minima, při kterém se intenzita přicházejícího galaktického záření ustálila na následně zjištěných hodnotách.

Měření získaná při prvním průletu kolem Slunce. Zdroj: ESA.

Pohyb Ulyssea sluneční soustavou ve vztahu ke sluneční aktivitě. Od započetí experimentu již uplynulo 17 let, což je déle než jedenáctiletý sluneční cyklus. Ulysses již za dobu svého pohybu nashromáždil data z období minimální i vysoké sluneční aktivity. Při prvním průletu nad polárními oblastmi bylo Slunce aktivní jen velmi málo, druhý průlet probíhal v době slunečního maxima, současný je opět v období klidného Slunce. Zdroj: ESA.

Porovnání 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. (ve směru pohledu ze 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.) v období prvního a druhého průletu Ulyssea nad polárními oblastmi. Rychlost 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. je vyznačena červenou a modrou křivkou. Data byla získána aparaturou SWOOPS (Solar Wind Observations Over the Poles of the Sun). Podkladní snímky byly získány prostřednictvím observatoře 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., UV dalekohledem EIT (Fe XII na vlně 19,5 nm;), observatoře na Mauna Loa (700÷950 nm), a SOHO C2 širokoúhlým koronárním spektrometrem LASC (bílé světlo). Na spodní části obrázku je vyznačena sluneční aktivita v období let 1992 až 2003 v charakteristice slunečního relativního čísla. Zdroj: McComas et al., Geophys. Res. Lett., 2003.

Proměnlivá rychlost slunečního větru a teplota korony měřená aparaturou SWICS sondy Ulysses od prosince 1990 do prosince 2006. 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. (červená linie na horním grafu) vanoucí z koronárních děr je charakteristický vysokou rychlostí (700÷800 kms^–1) a nízkou teplotou 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. (1÷1,3 MK). Teplota korony je zakreslena modrou linií na prostředním grafu. Kompozice obou charakteristik je na spodním grafu vykreslena zeleně. Zdroj: ESA.

Magnetické pole Slunce v jeho bezprostřední blízkosti. Doposud bylo možno k jeho popisu využít výhradně zobrazení korony pořízená z roviny ekliptiky a navíc vždy jen z jednoho místa. Zdroj ESA.

Kombinací sluneční rotace a vyzařování slunečního větru různými rychlostmi do meziplanetárního prostoru vzniká prostředí velmi různorodých vlastností. Na obrázku je počítačové vyobrazení heliosféry v období, kdy je sluneční vítr rozvlněn sluneční bouří. Meziplanetární magnetické pole (IMF) je zde vykresleno modrými a červenými liniemi. Modrá značí orientaci pole směrem ke Slunci, červená od Slunce. Z rozvíjejících se spirálových struktur je zřejmé, že Slunce rotuje v kladném smyslu – zobrazení je vykresleno při pohledu na severní sluneční pól. Stav je zaznamenán pro 6. 11. 2003. Slunce je uprostřed v počátku souřadnicové soustavy. Poloměr ohraničujícího kruhu je 10 AUAU – 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. (zhruba oběžná dráha 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.). Malá černá tečka na azimutu ~320° značí polohu Země a stanici ACE. Šipkami jsou vyznačeny směry, v nichž bychom nalezli sondy Voyager 1Voyager – dvojice sond NASA, která startovala v roce 1977 pomocí nosných raket Titan/Centaur. V roce 1979 proletěly obě sondy kolem Jupiteru, v roce 1980 (Voyager 1) a 1981 (Voyager 2) kolem Saturnu. Voyager 2 pokračoval dále k Uranu (1986) a Neptunu (1989). Obě sondy se zásadním způsobem zasloužily o poznání Sluneční soustavy a dnes jsou nejvzdálenějšími objekty, které lidstvo vyslalo do vesmíru. (vzdálenost 93 AU, 172,2° heliografické délky, +34° heliografické šířky) a Voyager 2 (vzdálenost 73,2 AU, 215,3° heliografické délky, -25,2° heliografické šířky). Zdroj: ESA.

Observatoř Ulysses nemá sice žádný dalekohled v klasickém optickém zobrazovacím oboru. Nedočkáme se tedy snímků slunečních pólů, které by nám ukázaly jak vypadá 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. tam, kam se nám prozatím nepodařilo pohlédnout. Nejde však jen o studium samotného Slunce, ale zejména o nejrozsáhlejší projekt výzkumu meziplanetárního prostředí zaměřený na vliv Slunce, který byl dosud realizován. Mise Ulysses je experimentem zaměřeným na studium velmi rozsáhlých oblastí jak z hlediska prostorového, tak i časového. Její výsledky budou použity ke zpřesnění prostorových modelů meziplanetárního prostředí v měřítku vysoko nad a pod ekliptikouEkliptika – zdánlivá dráha Slunce na obloze. Průsečnice, v níž rovina dráhy Země kolem Slunce protíná světovou sféru. Rovina ekliptiky je rovinou oběžné dráhy Země.. Tato oblast byla dosud jen velmi mlhavě odhadována protože veškerá experimentálně získaná data pocházela od sond pohybujících se v rovině oběžných drah planet.

Pokračování (2/3)

Klip týdne: Výron sluneční hmoty v měřítku celé heliosféry

 

Výron sluneční hmoty v měřítku celé heliosféry. Animace zobrazují heliosféru až po rázovou vlnu, kde se stýká magnetické pole Slunce s mezihvězdným prostředím. Rázová vlna je orientována pohybem Sluneční soustavy vůči mezihvězdnému prostředí. Sluneční vítr naznačují v první animaci bílé linie proudící ze Slunce uprostřed. Měřítko je zobrazeno dráhami planet až po velmi excentrickou dráhu Pluta. Výron sluneční hmoty (CME) započne jako zářivě žlutý postupně červenající oblak, který se zvětšuje a řídne, až dosáhne rázové vlny. Zde je směřován galaktickým magnetickým polem podél hraničních ploch do chvostu heliosféry. Ve druhé animaci je podrobněji znázorněno prolétání několika výronů sluneční hmoty až k rázové vlně. Sonda Ulysses je zachycena u Jupiteru. (mpg 3 MB) (mpg, 11 MB)

Odkazy