Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 7 – vyšlo 14. února, ročník 18 (2020) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

7/2020

Jak zvučí sluneční vítr

Petr Kulhánek

Nedávno jsme se zmiňovali o prvních úspěších fenomenální sondy Parker Solar ProbePSP – Parker Solar Probe, sonda americké NASA určená pro výzkum Slunce z těsné blízkosti. Startovala v srpnu 2018, mise je plánována do roku 2025. Sonda se na konci mise dostane až do vzdálenosti 6,2 milionu kilometrů od slunečního povrchu. Z dosavadních objevů jmenujme alespoň pozorování nehomogenity a turbulencí slunečního větru, objev bezprašné zóny a objev záhybů tvaru písmene S ve slunečním větru. (viz AB 50/2019). I v dnešním bulletinu se na sondu Parker zaměříme. Podařilo se jí totiž pořídit nahrávky nízkofrekvenčních elektromagnetických vln vznikajících ve slunečním větru. Tyto vlny mnohdy zasahují do zvukových frekvencí, takže je lze bez jakýchkoli frekvenčních posunů rovnou přehrát na zvukové kartě počítače a poslechnout si, jak „zvučí“ 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.. Podobnost se skutečným větrem tak dostává docela reálnou představu. Ve slunečním větru jsou nejrůznější poryvy, při obtékání dokáže rozvlnit boky magnetosféry podobně jako skutečný vítr hladinu rybníka a někdy dokonce vytvoří na bocích magnetosféry víry větší, než je ZeměkouleZemě – 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. samotná. Musíme se ale mít na pozoru, jde jen o analogii. Hvízdání, šumění, svistot a další projevy slunečního větru nejsou skutečnými zvukovými vlnami, jde jen o zvukovou reprezentaci elektromagnetických vln, které vznikají ve vodivém prostředí slunečního větru.

Start sondy Parker Solar Probe. Start se uskutečnil dne 12. srpna 2018 z Mysu Ca­naveral na palubě nosné rakety Delta 4 Heavy. Zdroj: NASA/JHU APL.

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. PSP – Parker Solar Probe, sonda americké NASA určená pro výzkum Slunce z těsné blízkosti. Startovala v srpnu 2018, mise je plánována do roku 2025. Sonda se na konci mise dostane až do vzdálenosti 6,2 milionu kilometrů od slunečního povrchu. Z dosavadních objevů jmenujme alespoň pozorování nehomogenity a turbulencí slunečního větru, objev bezprašné zóny a objev záhybů tvaru písmene S ve slunečním větru. NASA – 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.

Sluneční vítr

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. je proud částic unikajících ze sluneční 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. do okolí 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.. Jde o elektrony, protony, alfa částiceAlfa částice – jádro helia, vázaný stav dvou protonů a dvou neutronů. Přirozenou cestou vzniká při alfa rozpadu. Vzhledem k velké vazebné energii jde o vysoce stabilní částici. a v menší míře i různé ionty a další částice. V koroně získá sluneční vítr nadzvukovou rychlost, mechanizmus tohoto procesu není zcela znám. Sluneční vítr obsahuje u Země jen několik protonů či elektronů v metru krychlovém, přesto je ale schopen vést zvukové vlny. Je to proto, že interakce nabitých částic neprobíhá jen vlivem srážek jako u neutrálních atomů, ale zejména prostřednictvím elektrických a magnetických polí. K poklesu na podzvukovou rychlost dochází až ve vzdálenosti cca 80 až 90 auAstronomická jednotka – au (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. od Slunce, kde vzniká tzv. terminační rázová 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. (ukončuje nadzvukový režim slunečního větru). Skokem na ní klesá rychlost částic, což je doprovázeno zvýšením jejich hustoty (vzpomeňte si na pokles rychlosti a s tím související zvýšení hustoty v zácpě na D1). Sluneční vítr opouštějící Slunce má jinou rychlost, pokud klouže podél siločar (tzv. rychlý vítr), a jinou, pokud se prodírá napříč siločarami (tzv. pomalý vítr). Rychlý vítr opouští Slunce s rychlostí zhruba 750 km/s, pomalý s rychlostí kolem 400 km/s. Obě složky slunečního větru jsou dobře separovány v období slunečního minima, kdy má pole Slunce zhruba dipólový charakter. Energie částic ve slunečním větru je v rozmezí od 0,5 do 10 keVElektronvolt – jednotka energie. Jde o energii, kterou získá elektron urychlením v potenciálovém rozdílu jeden volt, 1 eV = 1,6×10⁻¹⁹ J. V jaderné fyzice se používají spíše větší násobky této jednotky, kiloelektronvolt keV (10³ eV), megaelektronvolt MeV (10⁶ eV), gigaelektronvolt GeV (10⁹ eV), teraelektronvolt TeV (10¹² eV) nebo petaelektronvolt PeV (10¹⁵ eV). V těchto jednotkách se také vyjadřuje hmotnost (E=mc²) a teplota (E=k_BT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K..

Parker Solar Probe zkoumá sluneční vítr. Zdroj: NASA/JHU APL.

U objevu slunečního větru stál britský astronom Richard Carrington (nezávisle na něm popsal událost také anglický nakladatel a amatérský astronom Richard Hodgson). Carrington pozoroval v roce 1859 náhlé zjasnění na povrchu Slunce. Přibližně po osmnácti hodinách došlo na Zemi k prudkému kolísání magnetického pole (magnetické bouři). Carrington správně rozpoznal, že mezi Sluncem a Zemí se muselo pohybovat cosi, co obě události spojilo. Dnes víme, že na Slunci došlo k přepojení magnetických siločarRekonekce – 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. doprovázené uvolněním energie, náhlým vzplanutím a oddělením plazmoiduPlazmoid – kompaktní plazmový útvar, někdy nazývaný plazmový oblak, zhustek, shluk, cluster. Plazmoid s sebou může unášet tzv. vmrznuté magnetické pole., který se vydal i s magnetickým polem na cestu Sluneční soustavou. Tyto plazmoidy, které jsou běžnou součástí slunečního větru, označujeme 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).. Řada vědců poté spekulovala o částicích putujících od Slunce. První ucelenější teorii publikoval anglický astronom Arthur Eddington v roce 1910. V téže době norský fyzik Kristian Birkeland předpokládal, že elektrony přilétající ze Slunce jsou odpovědné za vznik polárních záříPolární záře – nepravidelné, proměnlivé elektromagnetické záření vytvářené v atmosféře tokem nabitých částic z okolního prostoru. Energetické částice pronikají do hlubších vrstev atmosféry, kde excitují neutrální molekuly. Typickým zdrojem nabitých částic z vnějšího prostředí je sluneční vítr. Na Zemi se polární záře typicky vytvářejí v polárních oblastech, kde podél uzavřených siločar vlastního magnetického pole planety pronikají do atmosféry nabité částice. U planet bez vlastního magnetického se polární záře vyskytují také, avšak navzdory svému názvu již nejsou vázány na polární oblasti, protože tyto planety žádné magnetické póly nemají.. Název sluneční vítr použil poprvé americký plazmový fyzik Eugen Parker (Parkerova sonda je pojmenována právě po něm) až v roce 1957. Jeho článek s detailním modelem izotermické expanze slunečního větru byl v roce 1958 oběma recenzenty časopisu Astrophysical Journal odmítnut, neboť vůbec nepochopili, co Parker popisuje. Bohužel to nebyl ani první, ani poslední případ naprostého selhání recenzentů. Částice slunečního větru byly poprvé přímo zachyceny sovětskou kosmickou sondou Luna 1 v roce 1959.

Nabité částice kloužou po šroubovicích kolem siločar magnetického pole a obrovskou rychlostí se řítí Sluneční soustavou. Valí se přes vše, co jim přijde do cesty. Mají dokonce takovou razanci, že zcela mění charakter dipólových polí jednotlivých planet – pole deformují do tvaru magnetosférMagnetosféra – oblast magnetického vlivu planety nebo jiného nebeského tělesa. U naší Země je dipólové magnetické pole vytvářeno v jádru elektrickými proudy o řádové hodnotě 10⁹ A. Toto pole je deformováno interakcí se slunečním větrem do charakteristického tvaru – magnetosféry Země. Magnetosféry planet jsou přirozeným ochranným štítem před nabitými částicemi slunečního větru. s protáhlým ohonem. PlazmoidyPlazmoid – kompaktní plazmový útvar, někdy nazývaný plazmový oblak, zhustek, shluk, cluster. Plazmoid s sebou může unášet tzv. vmrznuté magnetické pole. ve slunečním větru způsobují na Zemi magnetické bouře, ty indukují nežádoucí napětí v rozvodných energetických sítích, jsou nebezpečné pro telekomunikační sítě i pro GPSGPS – globální polohovací systém, navigace pomocí družic umístěných na oběžné dráze Země. Oficiální název je NAVSTAR GPS (Navigation Satellite Timing and Ranging Global Positioning System). Systém je vyvíjen 30 let a v roce 2007 byla na oběžné dráze umístěna již čtvrtá generace polohovacích družic. družice a další sondy. Sluneční vítr je u Země monitorován celou řadou sond. Parker Solar ProbePSP – Parker Solar Probe, sonda americké NASA určená pro výzkum Slunce z těsné blízkosti. Startovala v srpnu 2018, mise je plánována do roku 2025. Sonda se na konci mise dostane až do vzdálenosti 6,2 milionu kilometrů od slunečního povrchu. Z dosavadních objevů jmenujme alespoň pozorování nehomogenity a turbulencí slunečního větru, objev bezprašné zóny a objev záhybů tvaru písmene S ve slunečním větru. ja ale první sondou, která sleduje vlastnosti slunečního větru v těsné blízkosti Slunce (viz AB 50/2019). Ukazuje se, že se sluneční vítr na pouti k Zemi výrazně mění a při svém vzniku má značně odlišné vlastnosti od slunečního větru proudícího kolem Země. V blízkosti Slunce vznikají ve slunečním větru podivné záhyby a v letícím plazmatu je možné detekovat nejrůznější módy vln (Langmuirovy vlny, hvizdy, chóry a další), u Země jsou tyto vlny nacházeny už jen zcela výjimečně.

Magnetické pole Slunce, sluneční vítr a sonda Parker. Zdroj: NASA/JHU APL.

„Zvukové“ nahrávky

Langmuirovy vlny. Na jakékoli poruchy v 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. reagují nejrychleji elektrony. Je to tím, že jejich hmotnost je 1 800krát menší než hmotnost protonů. Elektrony se chovají jako tekutina, která se posune vzhledem k protonům a dalším nabitým částicím. Tím ale vznikne elektrické pole, které elektrony nutí vrátit se zpět. A výsledek? Elektronová tekutina se rozkmitá vzhledem ke kladně nabitým částicím na charakteristické, tzv. plazmové frekvenci elektronůPlazmová frekvence elektronů – charakteristická frekvence oscilací a vln v plazmatu, která souvisí s pohyby elektronů na pozadí iontů. Vratnou silou je Coulombova elektrická síla vznikající vychýlením souboru elektronů oproti souboru iontů. Tato frekvence závisí především na koncentraci elektronů, ω_p=(n_ee²/m_eε₀)^1/2. Pod touto frekvencí se nemohou šířit řádné elektromagnetické vlny. Při nižších frekvencích totiž energii vlny přebírají oscilace elektronů. Měřením plazmové frekvence lze určit koncentraci plazmatu.. Děje se tak i v plazmatu slunečního větru, které proudí vysokou rychlostí ze Slunce. Langmuirovy vlny jsou pojmenovány podle amerického chemika a fyzika Irvinga Langmuira, který je pozoroval ve výbojových trubicích. Langmuir také jako první použil v roce 1928 pro ionizovaný plyn označení „plazma“. Na sondě ParkerPSP – Parker Solar Probe, sonda americké NASA určená pro výzkum Slunce z těsné blízkosti. Startovala v srpnu 2018, mise je plánována do roku 2025. Sonda se na konci mise dostane až do vzdálenosti 6,2 milionu kilometrů od slunečního povrchu. Z dosavadních objevů jmenujme alespoň pozorování nehomogenity a turbulencí slunečního větru, objev bezprašné zóny a objev záhybů tvaru písmene S ve slunečním větru. je přístroj FIELDS, který dokáže zaznamenat jemné fluktuace elektrického a magnetického pole. Tento přístroj detekoval Langmuirovy vlny ve sluneční větru v těsném okolí Slunce. Převod nahrávky do zvukové oblasti si můžete poslechnout v následující ukázce:

Hvizdy. V plazmatu jsou často generovány nízkofrekvenční elektromagnetické vlny šířící se podél magnetických siločar, jejichž rovina polarizacePolarizace světla – jde o vlastnost, pomocí níž popisujeme určitou chaotičnost světla. Elektromagnetické záření je příčným vlněním, které lze ve vakuu popsat kmity vektorů E a B kolmých na sebe a na směr šíření vlny. U nepolarizované vlny opisují koncové body obou vektorů chaotické křivky. U polarizovaného světla je naproti tomu průmět obou vektorů do roviny kolmé na směr šíření vlny přesně definován. Podle tohoto průmětu pak rozlišujeme polarizaci rovinnou, kruhovou, a eliptickou. Polarizaci posuzujeme dohodou podle roviny kmitů elektrického vektoru. Při kruhové polarizaci opisuje konec elektrického vektoru v prostoru kružnici. Příkladem polarizovaného záření je například záření odražené od rovinného zrcadla. se při pohybu vlny stáčí ve stejném směru, jakým se pohybují elektrony kroužící podél siločar. Takové vlny označujeme R vlny, písmeno R znamená stáčení doprava (z anglického Right, měří se ve směru pohybu vlny). Pokud jsou frekvence vln a frekvence pohybu elektronů blízké, dojde k rezonanci a R vlny si intenzivně vyměňují energii s kroužícími elektrony, jež se pohybují po šroubo­vicích. Vzniklá elektromagnetická vlna má frekvenčně závislou rychlost šíření. Ze vzniklého balíku vln k pozorovateli nejprve přicházejí ty frekvence, které se šíří nejrychleji. Tím vzniká charakteristický hvízdot, který dal vlnám název. Hvízdání samozřejmě slyšíme teprve po převodu elektromagnetického záznamu na zvukový. V případě hvizdůHvizdy – nízkofrekvenční elektromagnetické vlny (300 Hz až 30 kHz) šířící se podél magnetických siločar. Charakteristické je krátkodobé trvání s postupně klesající frekvencí vlny. Jde o modifikaci R vln. Poprvé byly pozorovány v kanálech blesků na Zemi Barkhausenem v roce 1919. není třeba nahrávku frekvenčně upravovat, protože tyto elektromagnetické vlny mají frekvenci v oblasti slyšitelného zvuku. Nahrávku hvizdů, která připomíná spíše řev umírajícího lva (tzv. lví řev, jedna z forem hvizdů), si můžete poslechnout v následující ukázce, jež byla pořízena v těsném okolí Slunce přístrojem FIELDS:

Nebeské chóry. Chór neboli sbor je elektromagnetické vlnění příbuzné s hvizdy. Jedná se o krátké, mnohonásobně opakované zvuky s lineárním nárůstem (nebo poklesem) frekvence. Typické frekvence jsou do deseti kilohertzů. Pokud signál posloucháme jako zvukovou nahrávku, připomíná ranní štěbetání ptáčků, odsud vznikl jeho název chór – opakovaný zpěv mnoha jedinců. Chóry vznikají při interakci plazmových vln šířících se podél magnetického pole s pohybujícími se elektrony. Tato interakce narušuje jejich šroubovicové dráhy a způsobuje jejich urychlení. Hvizdy i chóry také vznikají v magnetosféře Země. Sonda Parker Solar Probe pořídila jejich nahrávku ve slunečním větru v těsném okolí Slunce:

Video na závěr

Převod elektromagnetického signálu na zvukový byl prováděn v Laboratoři apli­kované fyziky (APL) na Univerzitě Johnse Hopkinse (JHU), kde byla sonda Parker připravována. Zdroj: NASA/JHU APL.

Na videu si prohlédněte skutečné záběry z letící sondy Parker. Postupně jsou patrné planety Země, Jupiter, Merkur a Venuše. Občasné „klikyháky“ jsou způsobeny dopa­dem 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. do zobrazovací jednotky. Na pozadí je záznam Lagmui­rových vln, hvizdů a chórů. Zdroj: APOD/NASA/JHU APL.

Sonda Parker Solar Probe v krátké době po svém vypuštění dokázala výrazně pozměnit naše názory na jevy probíhající v těsném okolí Slunce. Tento bulletin se zabýval elektromagnetickými projevy slunečního větru, které jsou převoditelné na zvukové nahrávky. Sonda ale zaznamenala i skutečné zvukové vlny, které vznikají při dopadu nepatrných zrníček prachu na sondu. Sonda dokonce proletěla prachovým oblakem a detekovala řádově stovky dopadů prachových částic na přístroj FIELDS za den. Prach se po dopadu ihned odpaříil, vznikly z něho především elektrony a protony. Samozřejmě došlo i k nežádoucí erozi povrchu sondy. Doufejme, že se i při takové zátěži v nehostinném prostředí v blízkosti slunečního povrchu uskuteční všech 21 plánovaných obletů Slunce a sonda přinese další zajímavá pozorování.

Odkazy