Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze Číslo 27 (vyšlo 4. července), ročník 3 (2005)  Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

27/2005

Klip týdne: Rázová vlna heliosféry

Oba dva dnešní klipy pocházejí z dílny NASA. Na prvním z nich se postupně vzdalujeme od 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.. V okamžiku, kdy opouštíme Sluneční soustavu, začíná být patrný 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 m³. Částice vylétávající v polárním směru 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. proudící od Slunce. Povrch modré koule, která se na klipu objeví, znázorňuje tzv. terminační vlnuTerminační 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. – místo, kde klesá rychlost slunečního větru pod hodnotu rychlosti zvuku. Při dalším vzdalování vidíme rázovou vlnu heliosféryRázová vlna heliosféry – rázová vlna vznikající ve směru pohybu Slunce mezihvězdným prostředím. Stýká se zde magnetické pole Slunce s magnetickým polem galaktickým., která vzniká při pohybu Slunce mezihvězdným prostředím. Rázová vlna heliosféry je místo, kde se stýká magnetické pole Slunce s mezihvězdným magnetickým polem. Na druhém klipu probíhá zoomování opačným směrem. Na počátku vidíme celou Galaxii a postupně se blížíme ke Slunci, které si na svém letu Galaxií razí cestu mezihvězdným prostředím. Zdroj: NASA.

Marek Jasanský: Voyager 1 opouští sluneční soustavu

Americké sondy Voyager 1 a 2 byly do vesmíru vypuštěny v roce 1977. Cílem těchto sond byl nejprve průzkum 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 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.. Později však byla jejich mise ještě rozšířena. Voyager 2 letěl nejprve sám zkoumat UranUran – jedna ze čtyř obřích planet, sedmá planeta sluneční soustavy má charakteristický modrozelený nádech. Průměrná hvězdná velikost 5,5^m je na hranici viditelnosti lidským okem. Planeta má soustavu prstenců a kolem krouží rozsáhlý systém měsíců podobně jako u ostatních obřích planet. Kromě vodíku a helia obsahuje atmosféra také metan, způsobující namodralé zbarvení. Ve středu Uranu je jádro z hornin a železa. Rotační osa Uranu je vzhledem k rovině oběhu stočená na bok (98°), patrně díky střetu s jinou velkou planetou při vzniku sluneční soustavy. Rotace je diferenciální s periodou 16÷17 hodin. Rychlost větrů v atmosféře dosahuje až 600 km/h. Magnetická osa svírá s osou rotace úhel 59° a  je značně excentrická (prochází 8 000 km od středu planety). Magnetosféra je výrazná, intenzita pole je srovnatelná s intenzitou pole Země, ohon je zkroucen do tvaru vývrtky díky vlastní rotaci planety. a NeptunNeptun – poslední z obřích planet. Podobně jako ostatní obří planety má prstence, rozsáhlou soustavu měsíců a pásovitou strukturu atmosféry s obřími víry – skvrnami. Neptun je téměř stejně velký jako Uran. Průměrná hvězdná velikost je 7,8^m a proto nemůže být pozorován okem. Atmosféra má pásovitou strukturu, rotace je diferenciální s průměrnou periodou 19 hodin. Vlastní rotační perioda planety je 16 hodin, atmosféra tedy vzhledem k povrchu rotuje retrográdně. V atmosféře se nachází obří anticyklóny, například Malá a Velká temná skvrna. Atmosféra má zelenomodrou barvu, v horních vrstvách převládá vodík a helium. Modrozelené zabarvení je způsobeno stopami metanu. Rychlosti větru naměřené sondou Voyager 2 přesahují 2 000 km/h. Magnetické pole má dipólový charakter, osa je skloněna 47° vzhledem k rotační ose a posunutá od středu o 0,55 poloměru., později však stejně jako Voyager 1 pokračoval v cestě směrem od Slunce a teď jsou již obě sondy daleko za oběžnou dráhou PlutaPluto – spolu s Charonem tvoří trpasličí dvojplanetu v Kuiperově pásu, která patří do rodiny plutoidů. Do roku 2006 byl Pluto řazen konvenčně mezi planety. V blízkosti jsou dva menší měsíce Nix a Hydra. Pluto oběhne Slunce jednou za 248 pozemských let po protáhlé, eliptické dráze. Kolem vlastní osy se otáčí v opačném smyslu, než obíhá. Jeho povrch, patrně složený z metanového ledu, dobře odráží světlo. Dráha Pluta je mimořádně excentrická, v některých obdobích je blíže ke Slunci než Neptun (1979-1999). Sklon dráhy k rovině ekliptiky je 17,1°. Sklon rotační osy od kolmice na rovinu dráhy je 122,5°. Pluto se, podobně jako Uran, odvaluje v rovině dráhy.. Stále však za pomoci tzv. Deep Space NetworkDSN – Deep Space Network. Jde o mezinárodní komunikační síť antén sloužící podpoře meziplanetárních letů a radioastronomických pozorování. Síť začala budovat NASA a dnes ji tvoří tři sedmdesátimetrové antény umístěné na Zemi v přibližných rozestupech 120°: Goldstone (poušť Mojave v Kalifornii), v blízkosti Madridu (Španělsko) a v blízkosti Canberry (Austrálie). zasílají na Zemi informace o prostředí, kterým prolétávají. Díky těmto informacím jsou si nyní vědci jistí, že sonda Voyager 1 doletěla k hranici sluneční soustavy.

Voyager – dvojice identických sond, jejichž mise započala v roce 1977. Zdroj NASA.

Jak tato nejvzdálenější část sluneční soustavy vypadá? Nejlepší bude, když se hned podíváme na obrázek. 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. je modrá oblast kapkovitého tvaru uprostřed obrázku. Jde o oblast vlivu 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. vyplněnou částicemi 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 m³. Částice vylétávající v polárním směru 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. a magnetickým polem Slunce. Modrý kruh uvnitř heliosféry znázorňuje část, ve které se sluneční vítr šíří nadzvukovou rychlostí. Ve vzdálenosti 75÷90 AU od Slunce je sluneční vítr zpomalen tlakem hvězdného větru na podzvukovou rychlost. Plocha, kde k tomuto zpomalení dochází, se nazývá terminační 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÷95 AU od Slunce..

Heliosféra Slunce. Zdroj AGA.

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., samozřejmě i s celou heliosférouHeliosféra – 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., putuje mezihvězdným prostorem naší Galaxie. Podobně jako plující loď rozráží vodu a vytváří rázovou vlnu na vodní hladině, i sluneční soustava letící mezihvězdným prostorem naráží do hvězdného větru a vytváří svou vlastní rázovou vlnu heliosféryRázová vlna heliosféry – rázová vlna vznikající ve směru pohybu Slunce mezihvězdným prostředím. Stýká se zde magnetické pole Slunce s magnetickým polem galaktickým.. Tuto rázovou vlnu si můžete dobře prohlédnout na animacích na začátku dnešního čísla Aldebaran Bulletinu.

A kde přesně se tedy Voyager 1 nyní nachází? Musím vás bohužel zklamat, přesně to nevíme. Hranice sluneční soustavy je oblast komplikovaná, nevíme, kde přesně začíná a kde končí, nemáme o ní žádné bližší informace. Vědci si jsou však jistí, že sonda již vstoupila aspoň do pláště heliosféryPlášť heliosféry – poslední oblast heliosféry před heliopauzou, oblast mezi terminační vlnou a heliopauzou.. Jako důkaz tohoto tvrzení uvádějí fakt, že hustota 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 m³. Částice vylétávající v polárním směru 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. v okolí sondy se v prosinci 2004 prudce zvýšila asi na 2,5 násobek původní hodnoty. Od té doby je trvale měřena vyšší koncentrace částic a s tím souvisící i vyšší hodnota magnetického pole. Příčinou je zpomalení slunečního větru, ke kterému dochází na 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.. Představme si to jako auta jedoucí po dálnici. Pokud je provoz mírný a auta jedou rychle, mezi jednotlivými vozidly jsou velké rozestupy a hustota aut na dálnici je malá. Když ale první auto z nějakého důvodu musí zpomalit, zpomalují i ostatní vozy, rozestupy se přitom zkracují a hustota aut stoupá.

Na přesnější informace o heliopauzeHeliopauza – hranice heliosféry. Jde o oblast, ve které končí vliv magnetického pole našeho Slunce. Za heliopauzou se nachází mezihvězdné prostředí., rázové vlně heliosféryRázová vlna heliosféry – rázová vlna vznikající ve směru pohybu Slunce mezihvězdným prostředím. Stýká se zde magnetické pole Slunce s magnetickým polem galaktickým. a celkově o celé hranici sluneční soustavy si musíme ještě počkat. Věřme však, že se dočkáme, neboť obě sondy Voyager mají ještě energetické prostředky (radioizotopové generátory) na shromažďování a zasílání vědeckých informací na Zemi alespoň do roku 2020.

Fórum – diskuze k tomuto bulletinu

Odkazy