Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 9 – vyšlo 27. února, ročník 7 (2009) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

9/2009

Ohřev sluneční korony

Petr Kulhánek

Slunce je naší životadárnou hvězdou. V jejím nitru vzniká termojadernou syntézouTermojaderná fúze – jaderná syntéza, při které se slučují lehčí prvky na prvky těžší a uvolňuje se energie. Jaderná fúze může probíhat tehdy, když jádra překonají odpudivé coulombovské síly a přiblíží se na dosah jaderných sil. K tomu je zapotřebí velkých tlaků a teplot. Přirozeným způsobem probíhá fúze v nitru hvězd. K praktickému využití na Zemi přicházejí v úvahu dvě reakce: slučování deuteria na helium nebo tritium a slučování tritia a deuteria na helium. při teplotě 15 milionů kelvinů energie, která se šíří k povrchu nejprve zářením a poté prouděním. Teplota z nitra k povrchu postupně klesá až na 5 700 K na povrchu Slunce. Od povrchu dále ovšem teplota opět roste. Sluneční atmosféra (korona) má teplotu až několik milionů kelvinů, což je na první pohled překvapující. Vědci již mnoho desítek let hledají mechanizmy ohřevu korony. Zdá se, že dnes je vysvětlení vysokých teplot v koroně již na dosah.

Obrázek Slunce v extrémním ultrafialovém oboru (EUVEUV – extrémní ultrafialový obor, někdy také značený XUV. Jde o UV na hranici s RTG, vlnová délka je 10 až 100 nm.) ze sondy 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., pořízený přístrojem EITSOHO EIT – dalekohled sondy SOHO určený pro extrémní ultrafialový obor. Průměr primárního zrcadla je 12 cm, jde o mnohovrstvennou optiku citlivou ve čtyřech pásmech (17,1 nm – 19,5 nm – 28,4 nm – 30,4 nm). Přístroj slouží ke sledování sluneční chromosféry a korony. dne 27. 12. 2005. V EUV září jen horká korona. Koronálními děrami prosvítá temný a chladný povrch Slunce, který v EUV nezáří. Zdroj: SOHO.

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. 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.

Horká korona

Lidé od nepaměti spatřovali sluneční koronu jedině při úplných zatměních Slunce. Teprve ve 20. století začalo být možné koronu podrobně zkoumat specializovanými družicemi, jako je například 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.. Při úplném zatmění Slunce, které proběhlo 7. srpna 1869 od Aljašky po severní Karolínu, byla ve spektru korony nalezena zcela atypická zelená čára. Vlnová délka čáry neodpovídala žádnému známému prvku, a tak se vyrojily domněnky, že jde o nový prvek, tzv. korónium. Pro domnělý prvek ale již nebylo v Mendělejevově periodické tabulce místo. Záhada byla vyřešena až po 70 letech. V roce 1939 W. Grotrian a B. Z. Edlén identifikovali tuto čáru jako spektrální čáru třináctkrát ionizovaného železaŽelezo – Ferrum, kovový prvek významně zastoupený na Zemi i ve vesmíru. Má všestranné využití při výrobě slitin pro výrobu většiny základních technických prostředků používaných člověkem. Objev výroby a využití železa byl jedním ze základních momentů vzniku současné civilizace. Fe XIV. Nešlo tedy o nový prvek, ale prvek důvěrně známý za neobvyklých podmínek. K tomu, aby bylo železo takto vysoce ionizováno, musí být v koroně extrémně vysoké teploty, řádově milion stupňů. Jedna záhada byla nahrazena jinou: Proč je korona tak horká?

Korona při úplném zatmění Slunce v roce 2006 v Turecku. Snímek je počítačovou kompozicí z několika snímků. Viditelný posuv povrchu odpovídá posuvu Měsíce při zatmění. Zdroj: Expedice Aldebaran.

Možné mechanizmy

Teorií o tom, co by mohlo způsobovat vysokou teplotu korony, se vynořila celá řada. Do nedávné doby ale přežily jen tři. Až donedávna se zdálo, že na ohřevu koróny se podílejí všechny 3 mechanizmy, protože žádný z nich neposkytoval samostatně dostatečný výkon k trvalému ohřevu korony. Pojďme se s těmito mechanizmy seznámit.

Sluneční mikroerupce. Sluneční erupce jsou výrony plazmatu způsobené rekonekcí magnetických silokřivekRekonekce – přepojení magnetických siločar, při němž siločáry prudce změní svou dosavadní topologii do jiné, energeticky výhodnější podoby. Při tom dojde k uvolnění energie, která zahřeje okolní plazma. Někdy natolik, že plazma zazáří i v rentgenovém nebo v gama oboru. Na mikroskopické úrovni jsou za rekonekci zodpovědné pohybující se nabité částice, které generují nová magnetická pole skládající se s polem původním.. Při průměrné erupci se uvolní energie 10²⁵ J, která zahřeje okolní plazmaPlazma – 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., vymrští ho a způsobí vzplanutí až v RTG oboru. Takových velkých erupcí je ale nesmírně málo na to, aby viditelně zahřály koronu. Podle teorie by mělo docházet i k tzv. mikroerupcím, jejichž energetická bilance je sice o dva řády nižší, ale jejich počet by měl být enormní a tak by měly mikroerupce přispívat k ohřevu korony významnou měrou. Energie se získává z drobných přepojení (tzv. mikrorekonekcí) magnetických silokřivek.

Magnetoakustické vlny. Zvuk se plazmatem šíří mnohem komplikovaněji než v běžném prostředí. Energie vibrujících iontů se přelévá mezi chaotickou složkou (tlakovou energií), uspořádanou složkou (kinetickou energií kmitajících iontů) a energií magnetického pole. Zvuk se šíří anizotropně ve třech vlnoplochách (rychlé, pomalé a Alfvénově). Asi nejednodušší je Alfvénova vlna, kdy dochází k příčnému rozvlnění magnetických silokřivek a k přenosu energie zvukové vlny podél silokřivek tzv. Alfvénovou rychlostí v_A = B/(μρ)^1/2, kde B je magnetická indukce, ρ hustota plazmatu a μ permeabilitaPermeabilita – lineární koeficient úměrnosti mezi magnetickou indukcí a intenzitou. V izotropním a homogenním materiálu jde o jediné číslo, v komplikovanějších materiálech o tenzor (matici) koeficientů.. Právě Alfvénovy vlny (pojmenované podle švédského fyzika Hannese Alfvéna) mohou vynášet energii v podobě zvukových vln z povrchu podél silokřivek až vysoko do korony. Podle prvních odhadů by ani tento mechanizmus neměl být sám dostatečný k ohřevu korony.

Ohmický ohřev. Pohybující se nabité částice znamenají různé elektrické proudy tekoucí plazmatem. Vzhledem k tomu, že plazma má konečnou vodivost, vždy bude docházet k disipaci energie Jouleovým ohřevem. Odhady opět ukazují, že samotný Jouleův ohřev je v řídké koroně málo účinný a nemůže být samostatně zodpovědný za ohřev korony.

Princip erupce. V místě, kde silokřivky míří proti sobě (tzv. X bod), dojde k přepojení
a uvolnění energie. Mikroerupce vypadají stejně, jen jsou menší. Zdroj: NASA.

Snímek Slunce ze sondy SOHO (v oboru EUV) ukazuje na slunečním povrchu
řadu drobných erupcí. Zdroj: SOHO.

Vítězné tažení Alfvénových vln

Nejprve byla silná magnetická pole při povrchu Slunce detekována pomocí Švédského slunečního dalekohleduSST – Swedish Sun Telescope, Švédský sluneční dalekohled. Věžový sluneční čočkový dalekohled o průměru 97 cm, uvedený do provozu na Kanárskývh ostrovech v roce 2002. Prostor dalekohledu je vakuován, dalekohled používá adaptivní optiku. Obraz je mimořádně ostrý a na Slunci rozliší detaily o velikosti pouhých 70 km.. Poté tato pole podrobně zkoumala japonská sonda HinodeHinode – japonská družice kosmické agentury JAXA z roku 2006 určená k výzkumu Slunce. Její původní název byl SOLAR-B. Hlavním cílem je výzkum magnetického pole Slunce, jeho vznik a souvislost s generováním slunečního větru a výzkum ohřevu koróny. Družice pracuje na heliosynchronní orbitě Země. (viz AB 19/2008). V roce 2007 Hinode detekovala při povrchu intenzivní Alfvénovy vlny, podél nichž unikaly do vesmírného prostoru nabité částice v podobě slunečního větru. Podle výpočtů, které provedl v lednu 2008 tým vedený B. Pontieuem z kalifornské laboratoře LMSAL (Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory) jsou Alfvénovy vlny natolik intenzivní, že samy o sobě postačí nejenom k genezi 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., ale i k ohřevu korony na pozorované teploty! To bylo skutečným překvapením. Nezávisle na těchto výpočtech udělali američtí fyzikové J. Kasper, A. Lazarus a P. Gary rozbor dat pořízených za 14 let družicí WIND, která zkoumala sluneční vítr. Poměr iontů H⁺ a He²⁺ ve slunečním větru přesně odpovídá tomu, že jsou tyto částice vynášeny Alfvénovými vlnami a v podstatě nepřipouští jiný mechanizmus. Konečný ortel zřejmě vyřknul tým skotských fyziků vedený S. Régnierem z Univerzity v St. Andrews. Vědci na základě měření magnetického pole sondou Hinode vyhledávaly tzv. nulové body magnetického pole, ve kterých může docházet k rekonekcímRekonekce – přepojení magnetických siločar, při němž siločáry prudce změní svou dosavadní topologii do jiné, energeticky výhodnější podoby. Při tom dojde k uvolnění energie, která zahřeje okolní plazma. Někdy natolik, že plazma zazáří i v rentgenovém nebo v gama oboru. Na mikroskopické úrovni jsou za rekonekci zodpovědné pohybující se nabité částice, které generují nová magnetická pole skládající se s polem původním.. Zatímco v blízkosti fotosféry jich nalezli značné množství, v koroně jich bylo minimálně. Tím fakticky vyloučili mikrorekonekce a mikroerupce jako dominantní mechanizmus ohřevu korony.

Numerické vyhledávání nulových bodů magnetického pole. Modré kroužky jsou nulové body ve fotosféře, žluté v chromosféře a plné červené v koroně. Je zjevné, že v koroně je nulových bodů minimum a mikrorekonekce zde nemohou probíhat. Na pozadí je magnetogram z přístroje SOT na sondě Hinode. Zdroj: A&A.

Klip týdne: Geneze slunečního větru

Geneze slunečního větru. Pozorování oblasti v okolí jižního pólu sondou Hinode. Animace je složena ze záběrů dalekohledu Solar Optical Telescope z 19. března 2007. Zobrazená oblast je třikrát větší než naše Země. Žhavé plazma uniká vzhůru podél silokřivek magnetického pole. Jejich příčné vlání je způsobeno Alfvénovými magnetozvukovými vlnami. Podél silokřivek se šíří energie, která následně ohřívá koronu. Video je stonásobně zrychlené oproti skutečnosti. (avi, 9 MB)

Odkazy