Plazmový vesmír | Plazma ve vesmíru

Slunce

Na Slunci najdeme celou řadu příkladů vláknitých struktur s proudy tekoucími podél siločar lokálních magnetických polí: protuberance, v nichž protéká proud až 10¹¹ A, spikule, koronální proudy, erupce a další. Ze Slunce vychází nepřetržitý proud nabitých i neutrálních částic, který nazýváme 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.. Klouže podél siločar magnetického pole až k 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÷95 AU od Slunce., kde se jeho rychlost skokem mění na podzvukovou. Slunce je zdrojem magnetického pole ve tvaru Archimédových spirál vytvořených rotací Slunce, do kterého je ponořena celá Sluneční soustava. Průměrné pole Slunce je 10⁻⁴ T (1 gauss). Lokální pole ve skvrnách dosahují ale až 0,1 T (1 000 gaussů). Oblast ovlivňovaná magnetickým polem Slunce se nazývá 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÷160 AU. Uvnitř heliosféry se nachází plazma slunečního větru. Heliosféra končí hraniční vrstvou, jejíž vnější část se nazývá heliopauza.. Nejdále doletěly sondy VoyagerVoyager – 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., sonda Voyager 1 prolétla terminační vlnou v roce 2004 a Voyager 2 v roce 2007. Hranicí heliosféry (heliopauzouHeliopauza – hranice heliosféry. Jde o oblast, ve které končí vliv magnetického pole našeho Slunce. Za heliopauzou se nachází mezihvězdné prostředí.) prolétla sonda Voyager 1 dne 25. srpna 2012. Při průletu se koncentrace částic zvýšila čtyřicetinásobně. Jde zatím o jedinou lidskou sondu, která opustila oblast vlivu Slunce.

Nitro Slunce. V termojaderném kotli ve středu Slunce je teplota 15 milionů kelvinů. Směrem k povrchu slunce teplota postupně klesá na necelých 6 tisíc kelvinů. Nad povrchem teplota opět roste, koróna Slunce je zahřívána rozpadem Alfvénových vln na teplotu až 2 miliony kelvinů.

Sluneční vítr u Země
koncentrace	30 částic/cm3
rychlost	500 km/s
teplota	500 000 K (50 eV)
magnetické pole	20 nT

Magnetické pole Slunce má v rovníkové oblasti plochu nulového pole (tzv. Parkerovu plochu). Při průchodu touto plochou se mění orientace magnetických siločar. Plocha je rotací Slunce zvlněna do tvaru Archimédovy spirály. V Parkerově ploše tečou kolmo na záhyby Archimédovy spirály elektrické proudy, jde tedy o proudovou vrstvu.

Starý a nový pohled na heliosféru Slunce. Při průletu sondy Voyager 1 heliopauzou se ukázalo, že čelní rázová vlna je složena z obrovských bublin magnetického pole (o velikosti cca 1 astronomická jednotka). Je pravděpodobné, že se klasická rázová vlna vyvine jen v časových obdobích, kdy Slunce prolétá okolním prostředím Galaxie s nadzvukovou rychlostí. Tato rychlost se v průběhu obletu Galaxie mění, protože závisí na hodnotě lokálního magnetického pole Galaxie.

Tatáž oblast Slunce v různých vlnových délkách. Čtveřice světlých útvarů v horní části jsou sluneční skvrny. V infračerveném a optickém oboru jsaou skvrny tmavší než okolí. V krátkovlnných oborech jsou naopak zářivější díky vyzařování gyrujících elektronů v ultrafialovém oboru. Vlnové délky zleva: 1083 nm, 30,4 nm, 19,5 nm, měkké RTG. Zdroj: NASA.

Sluncetřesení. Seismická vlna vytvořená sluneční erupcí byla pozorována přístrojem MDI na sondě SOHO dne 5. srpna 1998. Na rozdíl od pozemských seismických vln se rychlost zvyšovala z počáteční rychlosti 35 000 km/h na hodnotu 400 000 km/h a poté se seismická vlna rozpadla. Zdroj: NASA/ESA.

Magnetosféry planet a malých těles

Pouze dvě planety Sluneční soustavy nemají v současnosti magnetické pole – MarsMars – rudá planeta se dvěma malými měsíci, Phobosem a Deimosem, je v pořadí čtvrtým tělesem sluneční soustavy. Povrch planety je pokryt načervenalým pískem a prachem. Barva je způsobena vysokým obsahem železa. Načervenalá barva celé planety jí dala jméno (Mars je bůh válek). Na povrchu se nacházejí obrovské sopky, z nichž ta největší, Olympus Mons, je 24 km vysoká a její základna je 550 km široká. Na vrcholu je kráter o průměru 72 km. Pro Mars jsou charakteristické systémy kaňonů vzniklé pohybem kůry. Snímky ze sond ukazují místa, kudy dříve tekla voda. Zdá se, že Mars byl dříve vlhčí a teplejší, než je dnes. Rozpětí teplot, které na Marsu panují (zima ne větší než v Antarktidě) by bylo snesitelné pro některé primitivní formy života žijící na Zemi. Jejich existence se však dosud nepotvrdila. a VenušeVenuše – nejbližší planeta vzhledem k Zemi. Hustá atmosféra zabraňuje přímému pozorování povrchu. Díky skleníkovému efektu je na povrchu vysoká teplota, nejvyšší dosud naměřená hodnota činí 480 °C. Venuše obíhá kolem Slunce takřka po kruhové dráze ve vzdálenosti 108 milionů kilometrů s periodou 225 dní. Otočení kolem vlastní osy (proti oběhu, tzv. retrográdní rotace) trvá 243 pozemských dnů. To znamená, že na Venuši Slunce vychází a zapadá jen dvakrát za jeden oblet Slunce. Oblaka Venuše dobře odrážejí sluneční svit a proto je tato planeta po Slunci a Měsíci nejjasnějším tělesem na obloze. Na večerní obloze jí můžeme spatřit jako Večernici a na ranní obloze jako Jitřenku.. Zatímco u Marsu z povrchových hornin víme, že Mars kdysi globální magnetické pole měl, u Venuše si tím nejsem jisti. Povrchová teplota kolem 460 °C je nad tzv. Curieovou teplotouCurieova teplota – teplota fázového přechodu u magneticky aktivních materiálů. Nad touto teplotou jsou elementární magnety uspořádány chaoticky, pod touto teplotou se vytvářejí magnetické domény jednotně uspořádaných elementárních magnetů a materiál má magnetické vlastnosti., při které se magnetický záznam v horninách smaže. U planet, které mají vlastní magnetické pole se vytváří různě bohaté magnetosféry. Původní dipólové pole planet je deformováno interakcí se slunečním větremSluneční 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. do charakteristického tvaru magnetosféry. V těsné blízkosti planety je zpravidla korotující plazmosféra, ve směru ke Slunci je čelní rázová vlna, na které se skokem mění parametry slunečního větru. Směrem od Slunce se táhne plazmový ohon. Plazmový systém ohraničuje hraniční vrstva magnetosféry. U některých planet vytvářejí v polárních oblastech zachycené nabité částice charakteristické plošné výboje – polární záře (zářivé přechody excitované atmosféry). V rozvlněných plochách tečou podél siločar magnetického pole planety tzv. Birkelandovy proudy.

planeta	pole na rovníku (μT)	dipólový moment (m3T)	vybočení dipólu	dip/rot osa
Merkur	0.30	5×1012	20 %	< 1°
Země	31	8×1015	7,3 %	11.4°
Jupiter	430	160×1018	13 %	9.6°
Saturn	21	4.6×1018	5 %	< 1°
Uran	23	0.39×1018	30 %	58.6°
Neptun	14	0.21×1018	55 %	46.9°

Magnetosféra Země

V korotující plazmosféře je teplota částic 1 eVElektronvolt – 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., v plazmovém ohonu 1 až 10 keV, koncentrace částic je 0,5 cm⁻³. Plazmový ohon se táhne až do stonásobku poloměru Země a má tloušťku přibližně 20 poloměrů Země. Hraniční vrstva magnetosféry odděluje magnetické pole Země od okolí a má koncentraci částic 1 cm⁻³. Magnetosféra Země má Van Allenovy radiační pásy – oblasti zachycených nabitých částic slunečního větru a kosmického záření, které jsou zdrojem intenzivního elektromagnetického záření. Magnetické pole Země na rovníku je 31 μT, magnetický dipólový momentMagnetický dipólový moment – v astronomii je definován jako součin pole na rovníku tělesa a třetí mocniny poloměru tělesa. Takto zkonstruovaná hodnota je úměrná magnetickému dipólovému momentu, který se používá ve fyzice. je 8×10¹⁵ m³T a má klesající tendenci. K poslednímu přepólování magnetického pole Země došlo podle magnetických záznamů v horninách před 700 tisíci lety. Magnetický dipól Země je skloněný vůči rotační ose o cca 11° a vybočený ze středu Země o cca 500 km.

Magnetosféra Jupiteru

Magnetosféra Jupiteru je nejrozsáhlejším plazmovým útvarem ve Sluneční soustavě. Samo magnetické pole Jupiteru je enormní: na rovníku má hodnotu 430 μT a dipólový moment planety je 160×10¹⁸ m³T. Magnetický ohon Jupiteru je dlouhý 5 astronomických jednotek a zasahuje až k dráze Saturnu. Celé Slunce i s koronou je oproti magnetosféře Jupiteru velmi malým objektem. Magnetosféra Jupiteru má některé charakteristické prvky, které jsou odlišné od magnetosfér ostatních planet. Jde například o plazmový torus, útvar, který je zásoben plazmatem díky sopečné činnosti měsíce Io. Plazma torusu je bohaté na síru. Podél siločar magnetického pole planety Jupiter (kolmo na torus) tečou Birkelandovy proudy, které se uzavírají přes Měsíc Io a spolu se slapovými silamiSlapová síla – rozdíl gravitačních sil působících na různé části tělesa. Například Země působí na naše nohy větší gravitační silou než na hlavu, rozdíl je ale zanedbatelný. Slapové síly Měsíce působící na Zemi jsou příčinou přílivu a odlivu a také příčinou výměny momentu hybnosti mezi Měsícem a Zemí, která vede k postupnému vzdalování Měsíce. Obdobná slapová vazba existuje mezi Zemí a Sluncem a je pravděpodobně hlavní příčinou současného vzdalování Země od Slunce. Ve větších měřítkách působí slapové síly například při prolínání dvou galaxií. ho zahřívají natolik, že je dodnes vulkanicky aktivním tělesem. Planeta Jupiter má rozsáhlé radiační pásy, jejichž intenzivní mikrovlnný signál se využívá ke kalibraci kosmických přístrojů.

Magnetosféra Jupiteru, nejrozsáhlejší plazmový útvar Sluneční soustavy.
Napravo je vnitřní část magnetosféry.

Magnetosféra Saturnu

Magnetosféra Saturnu má také plazmový torus, podobně jako Jupiter. Sahá od 15-ti do  25-ti násobku poloměru planety. V toru je přibližně 3 000 částic v jednom cm³. Ostatní části magnetosféry Saturnu jsou podobné jako u ostatních magnetosfér – na straně ke Slunci dominuje čelní rázová vlna, na zadní straně magnetický ohon. Magnetické pole Saturnu na rovníku je 21 μT a dipólový moment planety je 4.6×10¹⁸ m³T. Na následující kresbě je porovnána velikost magnetosféry Jupiteru, Saturnu a sluneční koróny. Vše je zakresleno ve stejném měřítku.

Malá tělesa

Vlastní magnetické pole mají i některé větší měsíce a některé komety. U těchto těles se mohou vyvinout i náznaky magnetosfér. Příkladem může být Jupiterův měsíc Ganymed, jehož magnetosféra intenzivně interaguje s magnetosférou celé planety. Magnetosféry mají i některé komety. Například u známé Halleovy komety bylo při posledním průletu naměřeno magnetické pole v ohonu 70 nT (700 mikrogaussů), koncentrace částic 1 000 v cm³ a teplota 1.5 eV (1 eV ~ 11 600 K). U komety Hyakutake z roku 1996 byla v ohonu nalezena propletená plazmová vlákna a družice ROSAT detekovala rentgenové záření vycházející z jádra.

V ohonu jsou dobře patrná propletená plazmová vlákna, která byla detekována při průletu komety Hyakutake kolem Slunce v roce 1996. Je pravděpodobné, že tato struktura mohla vzniknout vlivem magnetických polí. Zdroj: Crni Vrh Observatory.

Atmosféry planet

Plazmové útvary mohou vznikat i v samotných atmosférách planet. Zejména jde o bouřkovou aktivitu s blesky jakožto doprovodnými projevy. Typická energie pozemského blesku je 6×10⁸ J, blesky na Venuši mají energie kolem 2×10¹⁰ J a na Jupiteru 3×10¹² J. Plazmatem jsou i ionosféry – rozsáhlé ionizované oblasti atmosfér. Z pozemské ionosféry je z plazmatického hlediska nejvýznamnější tzv. vrstva F (140 až 1 000 km, ve které dosahuje koncentrace ionizovaných částic až 10⁶ v jednom cm³. V polárních oblastech některých planet může dojít k dalšímu zajímavému jevu. Částice slunečního větru pronikají hluboko do polárních oblastí a především elektrony (někdy i protony) zde excitují atmosféru natolik, že při její deexcitaci vznikají rozsáhlé plošné svítící útvary – polární záře. Samotné gyrující elektrony „svítí“ v ultrafialové oblasti spektra. Polární záře jsou běžně pozorovány na Zemi, Jupiteru a Saturnu.

Kompozitní snímky polárních září na planetách Jupiter a Saturn. Vizuální obor je kombinován s ultrafialovým, v němž svítí elektrony auroráloního oválu. Nahoře je snímek Jupiteru ze sondy Juno ze srpna 2016. Dole je video polárních září na Saturnu nasnímané Hubblovým dalekohledem v roce 2013. Zdroj: NASA/ESA.

Mlhoviny

Za hranicemi Sluneční soustavy nalezneme plazma jak ve hvězdách, tak v mlhovinách. Hvězdy jsou obří plazmové koule neprůhledné pro elektromagnetické záření, jejichž magnetické pole určuje vlastnosti jejich okolí podobně, jako tomu je u našeho Slunce. Galaxie je ale vyplněna také velkým množstvím mlhovin, které jsou slabě ionizovaným plazmatem se všemi jeho projevy. V mlhovinách vznikají elektrické proudy, magnetické pole, vláknité struktury i proudové stěny. Rozsáhlé vláknité struktury jsou pozorovány zejména v pozůstatcích po explozích supernov. Ze záření, které k nám například přichází z Krabí mlhoviny, se usuzuje na přítomnost magnetického pole 16 nT. Magnetické pole určuje často tvar celé mlhoviny. Některé mlhoviny mají dva výrazné laloky. Takové laloky mohou být buď formovány magnetickým polem, nebo dvojhvězdou v nitru mlhoviny. Některé mlhoviny vznikají odhozením obálek hvězd nebo dokonce při explozích supernov. V takovém případě dochází ke vzniku rázových vln, turbulencí a různých plazmových nestabilit. Za plazma lze považovat i rozsáhlé oblasti neutrálního vodíku (H I oblasti). Stupeň ionizace je v těchto mlhovinách sice jen 10⁻⁴, ale vzhledem k jejich značným rozměrům postačí i tato koncentrace k markantnímu kolektivnímu chování (mlhovina reaguje na globální elektrická a magnetická pole). Magnetické pole se může podílet i na vzniku hvězd v mlhovinách a umožnit vznik hvězd v oblastech, kde není splněno Jeansovo kritériumJeansovo kritérium – hvězdy mohou vznikat jen v mlhovinách větších a hmotnějších než je určitá kritická mez. Typické zárodečné mlhoviny mají rozměry 20÷30 ly a hmotnosti 100÷1000 M_S. V přítomnosti magnetického pole Jeansovo kritérium neplatí a hvězdy mohou vznikat i v menších mlhovinách. .

Mlhovina Mravenec se nachází v souhvězdí Pravítka přibližně 5 000 světelných roků daleko. Mlhovina vznikla odhozením obálky umírající hvězdy. Její tvar je silně ovlivněn přítomným magnetickým polem. Jde o typickou ukázku bipolární mlhoviny se dvěma laloky. Zdroj: NASA/ESA/HST.

Galaxie

Magnetické pole se nachází i v mezihvězdném prostředí a je součástí jak naší Galaxie, tak mezigalaktického prostředí. Magnetická pole můžeme určovat z rozštěpení spektrálních čar (Zeemanův jevZeemanův jev – štěpení energetických hladin atomů vlivem přítomnosti magnetického pole. Jde o skupinu hladin, které bez přítomnosti magnetického pole mají stejnou energii (tzv. degenerovaná energetická hladina). V přítomnosti magnetického pole mají jednotlivé hladiny již nepatrně odlišnou energii, která vede k rozštěpení jedné spektrální čáry na více čar. ), ze stáčení roviny polarizace polarizovaného světla, které vydávají například pulzary (Faradayova rotaceFaradayova rotace – magnetické pole rovnoběžné se směrem šíření paprsku stáčí polarizační rovinu úměrně indukci pole a vzdálenosti, kterou prošel paprsek: α = V·B·d ; α je úhel stočení, V Verdetova konstanta, B indukce magnetického pole a d prošlá vzdálenost.) nebo z chování prachových zrn s magnetickými vlastnostmi. Právě za pomoci magnetických zrníček bylo možné v naší Galaxii zrekonstruovat průběh siločar magnetického pole. Zrníčka prachu často obsahují například několik atomů železa a chovají se jako malé magnety. Taková zrníčka precedují (vykonávají pohyb po kuželové ploše) kolem magnetických siločar a vydávají přitom charakteristické mikrovlnné záření se silnou polarizacíPolarizace 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.. Z měření sondy PlanckPlanck – mikrovlnná observatoř evropské kosmické agentury ESA, která byla vynesena do vesmíru 14. května 2009. Byla určena k výzkumu fluktuací reliktního záření a monitorování vesmíru v mikrovlnné oblasti. Měla úhlovou rozlišovací schopnost 5′ a teplotní citlivost 2 μK. Oblohu snímkovala v devíti frekvenčních pásmech od 30 do 857 GHz (0,2 až 10 mm). Zrcadlo sondy mělo rozměry 1,9×1,5 m. Teplotu vysokofrekvenční části ohniska se podařilo po dobu dvou let udržet na extrémně nízké hodnotě 0,1 K. Činnost sondy byla ukončena v říjnu 2013. bylo proto možné pořídit následující mapu průběhu siločar magnetického pole v naší Galaxii.

Mapa magnetického pole Galaxie pořízená sondou Planck v roce 2015. Zdroj: ESA.
 

Magnetická pole ve vesmíru
globální pole Slunce	10 až 300 μT
sluneční skvrny	až 0.1 T
Země na rovníku	31 μT
Jupiter na rovníku	0.4 mT
mlhoviny	až 0.1 mT
Galaxie	0.1 až 10 nT
hvězdy	až 1 T (Ap hvězdy)
bílý trpaslík	100 až 1 000 T
neutronová hvězda	až 109 T
magnetar	až 1012 T