| |
Karel Řezáč: Sluneční vítr
O slunečním větru se hovoří více než půl století, ale až díky sondám se
v posledních letech podařilo získat některé zajímavé poznatky. Podívejme se proto
na některé novinky týkající se této problematiky. Než tak ale učiníme,
zastavme se na chvíli u Slunce.
Sluneční cykly
Sluneční vítr a potažmo s tím i "vesmírné počasí" zásadním způsobem ovlivňuje
sluneční aktivita. Nebudeme se zde zabývat strukturou Slunce či jadernou syntézou probíhající v jádře,
ale podíváme se na takzvané sluneční cykly. V dnešní době jsou pozorovány čtyři:
Hlavní sluneční cyklus, většinou nazývaný pouze "sluneční cyklus", v sobě
odráží sluneční aktivitu, které je hodnocena počtem pozorovaných
skvrn. Perioda není přesně 11 let, pohybuje se v rozmezí 9,5 až 12,5 let.
Tyto cykly se počítají od roku 1755. Nyní (v roce 2004) se nalézáme na konci
23. cyklu. S tímto hlavním cyklem velmi souvisí například rychlost slunečního větru.
Během každého hlavního cyklu se ve Slunci změní orientace
magnetických pólů. Pokud za cyklus považujeme změnu a navrácení, je délka
tohoto "magnetického" nebo též "dvojitého" slunečního cyklu 22 let.
Při pozorování slunečního větru (v letech 1994) se odhalila další
periodicita 1,3 až 1,4 let. Podle pozemních studií kolísají tyto změny s periodou
65 let (maximum v 1948 a 2013).
Nejkratší, 154 denní cyklus, byl poprvé pozorován v gama oboru (1984).
Později bylo nalezeno mnoho dalších parametrů (F10,7 – rádiový tok s vlnovou
délkou 10,7 cm, síla a rychlost slunečního větru, aktivita –
sluneční skvrny...) měnících se s touto periodou. Cyklus není přesně
pravidelný, kolísá v rozsahu 140 až 170 dní.
|
Yohkoh - japonská družice z 90. let minulého století pozorující
Slunce v rentgenovém oboru. Název je odvozen od japonského slova Yoko = sluneční
světlo, také se užívá označení Solar A. Po deset let získávala
velmi cenné informace o sluneční koróně a slunečních erupcích v oblasti
rentgenového záření a gama záření.
SOHO - SOlar and Heliospheric
Observatory, sonda vypuštěná v roce 1995 se zaměřením na pozorování a výzkum
slunečního povrchu, atmosféry, koróny a slunečního větru. Dodnes je plně
funkční a poskytuje cenná data.
Ulysses - sonda určená pro sledování
heliosféry Slunce z vysokých slunečních šířek. Hlavním cílem je výzkum
Slunce a jeho vlivu na meziplanetární prostor.
Sonda má dráhu navrženou tak, že jižní pól Slunce prozkoumala v roce 1994,
ke Slunci se opět vrátila v roce 1995, kdy se přiblížila k severnímu pólu. Do
stejných oblastí se vrátila v letech 2000 a 2001 při svém druhém oběhu. V té
době bylo Slunce v blízkosti maxima aktivity! Oběžná perioda sondy kolem
Slunce je 6 let.
Koronální díry - jsou to oblasti Slunce, kde korona skoro
nezáří v rentgenovém oboru. |
Sluneční vítr
Již před 1400 lety čínští astronomové
pozorovali u komet dva ohony, ale netušili proč. Až v roce 1951 Ludwig
Bierman usoudil, že pokud je jeden ohon vždy orientován přesně ve směru od
Slunce, musí být tlačen nepřetržitým tlakem částic vycházejících právě ze
Slunce. Tyto částice nazval sluneční vítr. V dalších letech se na průzkumu
Slunce a slunečního větru začaly podílet kosmické sondy. Mezi ně patří
například: Mariner 2, Ullyses, YOHKOH, SOHO, TRACE, RHESSI, WIND, POLAR.
|
Dva ohony komety Hyakutake
|
Koronální díry (snímek ze sondy YOHKOH
v měkkém RTG záření).
|
Pomocí japonské sondy YOHKOH byly pozorovány takzvané koronální díry.
Jsou to oblasti, kde korona skoro vůbec nezáří v rentgenovém oboru.
Koronální díry souvisí s uspořádáním magnetických silokřivek Slunce. Na
následujícím obrázku jsou schematicky zakresleny oblasti, ze kterých
vylétává rychlý a pomalý sluneční vítr. Pod ním je snímek Slunce pořízený
sondou SOHO.
Koronální díry – schéma.
Slunce ze sondy SOHO.
Sonda Ulysses ukázala, že rychlost slunečního větru velmi souvisí ze
sluneční aktivitou. Výsledky měření, které byly získány při prvním obletu
Slunce během let 1994 a 1995, jsou v levé části grafu. Výsledek z druhého
obletu v letech 2000 a 2001, kdy se Slunce nacházelo v maximu aktivity,
jsou v pravé části. Tato měření byla provedena přístrojem SWOOPS (Solar
Wind Observations Over the Poles of the Sun). Jednalo se o dva senzory,
jeden pro ionty (hlavně protony a ionty helia) a druhý pro elektrony. Tyto
senzory poskytovaly data o hustotě, teplotě, rychlosti a směru slunečního
větru.
Rychlost slunečního větru měřená sondou Ulysses.
V levé části výsledky z prvního obletu, v pravé z druhého.
Parametry slunečního větru
Rychlost – jak již bylo popisováno výše, rychlost slunečního
větru je různá a mění se společně s aktivitou Slunce. Pomalý sluneční vítr
se pohybuje rychlostí v rozmezí 200 až 500 km/s, rychlý v rozmezí 600 až 900 km/s.
Koncentrace – díky slunečnímu větru přichází Slunce každý rok
přibližně o 1013 tun hmoty, tj. 0,1 % své celkové hmotnosti za celou svou existenci (pokud by
ztráta slunečním větrem byla konstantní ve všech fází hvězdného vývoje).
Koncentrace baryonových částic slunečního větru před rázovou vlnou Země není konstantní a pohybuje se v řádů
jednotek až několik desítek částic na cm3. Sluneční vítr tvoří
především fotony, v menší míře elektrony a z těžších (baryonových) jsou to
především z
- 95 % protony,
- 4 % ionty Helia,
-
1 % ostatní ionty.
Zastoupení ostatních iontů je na obrázku sestaveném z dat přístroje MTOF
experimentu CELIAS sondy SOHO v roce 1996. Jako celek je sluneční vítr
samozřejmě neutrální.
Sluneční vítr – zastoupení iontů s vyššími protonovými čísly.
Díky sondám máme k dispozici základní parametry slunečního větru
(koncentrace, rychlost) takřka v reálném čase.
Naleznete je například na http://sec.noaa.gov/SWN/.
V těchto místech bychom se mohli dále zabývat interakcí slunečního
větru s magnetosférami planet nebo dalšími zajímavými tématy. Přenechejme
je však dalším článkům.
Odkazy
|
|
