Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 11 – vyšlo 15. března, ročník 6 (2008) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

11/2008

Odyseus již napotřetí Slunce obkružuje I

Ivan Havlíček

Základní informace o misi

Dnes, téměř rok po posledním průletu nad jižním slunečním pólem, evropskoamerická kosmická sonda Ulysses (Odyseus) spěje průletem nad severním slunečním pólem k dokončení svého třetího obletu kolem Slunce. Podle posledních zpráv spěje tato mise nezadržitelně také ke svému přirozenému konci díky nedostatku energie. Radioaktivní články, ze kterých sonda čerpá energii pro své přístroje, již nejsou dost silné, aby temperovaly palivovou soustavu s hydrazinem. Pokud teplota hydrazinu klesne pod 2 °C, palivo zamrzne a sonda se tak stane neovladatelnou. Ovladatelnost sondy zde znamená zejména polohování antény zajišťující komunikaci se Zemí. První známky tohoto stavu se objevily v polovině ledna 2008, kdy řídící tým sondy oznámil problémy v komunikaci. Sonda byla uvedena do úsporného režimu a technici se pokoušeli o její znovuuvedení do plného provozu. Podle zprávy z 22. února to dnes však vypadá na ukončení mise.

Sonda Ulysses vymalovaná kterak letí vesmírem. Zdroj: NASA.

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. ESA – European Space Agency, Evropská kosmická agentura. ESA spojuje úsilí 18 evropských zemí na poli kosmického výzkumu. Centrální sídlo je v Paříži, pobočky jsou v mnoha členských zemích. ESA byla založena v roce 1964 jako přímý následovník organizací ESRO a ELDO. Nejznámější nosnou raketou využívanou ESA je Ariane. Česká republika vstoupila do ESA v listopadu 2008. 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.

Ulysses je společným projektem ESAESA – European Space Agency, Evropská kosmická agentura. ESA spojuje úsilí 18 evropských zemí na poli kosmického výzkumu. Centrální sídlo je v Paříži, pobočky jsou v mnoha členských zemích. ESA byla založena v roce 1964 jako přímý následovník organizací ESRO a ELDO. Nejznámější nosnou raketou využívanou ESA je Ariane. Česká republika vstoupila do ESA v listopadu 2008. a NASANASA – 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. s cílem studovat 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. a magnetosféru sluneční soustavy v průběhu letu po dráze téměř kolmé k rovině ekliptikyEkliptika – zdánlivá dráha Slunce na obloze. Průsečnice, v níž rovina dráhy Země kolem Slunce protíná světovou sféru. Rovina ekliptiky je rovinou oběžné dráhy Země.. Sonda se tak dostává nad oba sluneční póly, jejichž studium bylo doposud prostřednictvím sond pohybujících se v oblasti roviny dráhy planet nemožné. Ke startu mise došlo 9. 10. 1990 prostřednictvím raketoplánu Columbia. Sonda byla navedena nejprve k 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., jehož gravitace ji měla nasměrovat na heliocentrickou dráhu požadovaných parametrů. Po šestnácti měsících letu k největší planetě byla sonda 8. února 1992 ve 12:02 UT vržena Jupiterem zpět ke Slunci.

8. 2. 1992, průlet kolem Jupiteru. Tímto manévrem se dráha Ulyssea pozměnila
a sonda se od té doby pohybuje v rovině téměř kolmé na rovinu ekliptiky. Zdroj: ESA.

Po průletu kolem Jupiteru letí Ulysses po heliocentrické dráze se sklonem 80,2° ke slunečnímu rovníku, s oběžnou dobou 6,2 roků, aféliumApocentrum – bod na eliptické dráze kolem centrálního tělesa, který je tomuto tělesu nejdále. Pro Slunce se používá výraz afélium, pro Zemi apogeum, pro Měsíc apoluna, pro Jupiter apojovum, pro Saturn apokronum, pro Mars apoareion a pro hvězdu apoastrum. je ve vzdálenosti ~5,4 AU od Slunce a perihéliumPericentrum – bod na eliptické dráze kolem centrálního tělesa, který je tomuto tělesu nejblíže. Pro Slunce se používá výraz perihélium, pro Zemi perigeum, pro Měsíc periluna, pro Jupiter perijovum, pro Saturn perikronum, pro Mars periareion a pro hvězdu periastrum. ~1,34 AUAU – astronomická jednotka (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.. Dráha byla zvolena tak, že první průlet proběhl nad jižním pólem Slunce a zhruba po roce následoval průlet nad pólem severním. Ulysses již dokončil dva úplné oblety a probíhá třetí, který je počítán od třetího průletu aféliem v červnu 2004.

První oblet kolem Slunce včetně dráhy od startu a průletu kolem Jupiteru. Při průletu nad polárními oblastmi Slunce je Ulysses viditelný v perspektivě 15° nad a pod ekliptikouEkliptika – zdánlivá dráha Slunce na obloze. Průsečnice, v níž rovina dráhy Země kolem Slunce protíná světovou sféru. Rovina ekliptiky je rovinou oběžné dráhy Země.. Zdroj: ESA.

Druhý oblet započal po 6,2 rocích od průletu kolem Jupiteru, tedy v dubnu 1998. Jupiter obíhá kolem Slunce za 11,86 roků, nečekal tedy na Ulyssea v témže místě, i když vzdálenost afélia Ulyssea odpovídá vzdálenosti Jupiteru od Slunce. Poloha Jupiteru v době průletu Ulyssea aféliemApocentrum – bod na eliptické dráze kolem centrálního tělesa, který je tomuto tělesu nejdále. Pro Slunce se používá výraz afélium, pro Zemi apogeum, pro Měsíc apoluna, pro Jupiter apojovum, pro Saturn apokronum, pro Mars apoareion a pro hvězdu apoastrum. je patrná z obrázku. Zdroj: ESA.

Třetí oblet, který právě probíhá a ještě není dokončen. Označené datum 7. 2. 2007 je dnem, kdy observatoř dosáhla nejvyšší heliografické šířky. Průlet nad severní polární oblastí je označen světlým klínem od listopadu 2007 do března 2008. Zdroj: ESA.

Průlety polárními oblastmi jsou definovány oběžnou dráhou. Dráha byla navržena tak, aby sonda prolétala nad každou sluneční polokoulí vždy nad sedmdesátým stupněm heliografické šířky. Tento průlet měl pak trvat celkově alespoň 150 dní, aby byla mise prohlášena za úspěšnou. První čtyři průlety nad polárními oblastmi však trvaly o 468 dní déle, než tvůrci projektu očekávali.

#	Oblast	Max. šířka	Počátek	Konec
1	jih	–80,2°	26. 6. 1994	5. 11. 1994
1	sever	+80,2°	19. 6. 1995	29. 9. 1995
2	jih	–80,2°	6. 9. 2000	16. 1. 2001
2	sever	+80,2°	31. 8. 2001	10. 12. 2001
3	jih	–79,7°	17. 11. 2006	3. 4. 2007
3	sever	+79,8°	30. 11. 2007	15. 3. 2008

Tabulka průletů sondy Ulysses nad slunečními polárními oblastmi.

Vědecké instrumentárium

Ulysses je vybaven množstvím vědeckých přístrojů navržených ke studiu velmi širokého spektra dějů souvisejících se sluneční činností: slunečního magnetického pole, slunečních rádiových a plazmových vln, vlivu 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. na nejrůznější částice meziplanetární hmoty, studia slunečních a meziplanetárních energetických částic, galaktického 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. a také neobvyklých složek kosmického záření. Další přístroje jsou navrženy k vyšetřování kosmického prachu a mezihvězdného neutrálního plynu, slunečního RTG záření a gama zábleskůGRB – Gamma Ray Bursts, záblesky gama. Náhlá vzplanutí různé povahy v oboru gama. Dnes je jasné, že bude existovat více mechanizmů vzplanutí gama, která jsou pozorována jak v kosmologických vzdálenostech, tak přímo v naší Galaxii. K zábleskům gama dochází přibližně jednou denně a mají trvání od několika milisekund po několik stovek sekund. Může jít o vznik černé díry, splynutí dvou neutronových hvězd, procesy v aktivních jádrech galaxií nebo o další, dosud neznámé mechanizmy.. Rádiové experimenty jsou navrženy ke studiu sluneční koronyKorona – vnější atmosféra Slunce volně přecházející do meziplanetárního prostoru. Teplota 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. a není vyloučena ani detekce gravitačních vlnGravitační vlna – periodicky se šířící zakřivení času a prostoru. Může vzniknout v okolí těles s nenulovým kvadrupólovým momentem, například kolem dvojice rotujících kompaktních hvězd. Právě tyto vlny by měly být nejběžnější a mít frekvenci od 0,1 mHz do 10 kHz. K první přímé detekci gravitačních vln došlo dne 14. září 2015. Gravitační záblesk ze splynutí dvou černých děr středních hmotností ve vzdálenosti 1,3 miliardy světelných roků zachytily oba americké přístroje LIGO. při komunikaci s pozemními stanicemi.

Přehled přístrojového vybavení sondy Ulysses. Popis v následující tabulce. Zdroj: NASA.

Přístroj	Popis	Konstrukce
WHM/FGM	Vector Helium Magnetometer, Flux Gate Magnetometer. Sledování časových a prostorových změn magnetického pole Slunce. Rozsah 0,01 nT až 44 000 nT.	A. Balogh, Imperial College, London (UK)
SWOOPS	Solar Wind Observations Over the Poles of the Sun. Sledování iontů (0,26÷35 keV) a elektronů (0,8÷860 eV)	D.J. McComas, South West Research Institute (USA)
SWICS	Solar Wind Ion Composition Spectrometer. Zastoupení prvků a iontů, sledování teploty a rychlosti iontů slunečního větru výzkum radiových a plazmových vln.	J. Geiss, Univ. of Bern (Švýcarsko) G. Gloeckler, Univ. of Maryland (USA)
URAP	Unified Radio & Plasma Wave Investigation. Plazmové vlny, sluneční radiové záblesky, měření koncentrace elektronů a elektrického pole v plazmových vlnách	R.J. MacDowall, NASA/GSFC (USA)
EPAC GAS	Energetic PArticles Composition. Sledování energie iontů (EPAC) a neutrálních atomů hélia opouštějících Slunce (GAS).	N. Krupp, MPAe, Lindau (Německo)
HI-SCALE	Heliosphere Instrument for Spectra, Composition & Anisotropy at Low Energies. Sledování iontů a elektronů s nízkými energiemi (0,05÷5 MeV).	L.J. Lanzerotti, AT&T Bell Labs., New Jersey (USA)
COSPIN	COsmic Ray and Solar Particle INvestigation. Kosmické záření a ionty (0,3÷600 MeV na nukleon) a elektrony (4÷2000 MeV) vysokých energií.	R.B. McKibben, Univ. of New Hampshire (USA)
GRB	Gamma Ray Burst. Sluneční rentgenová vzplanutí gama záblesky z vesmíru.	K. Hurley, UC Berkeley (USA)
DUST	DUST. Výzkum prachových částic.	H. Krüger, MPK, Heidelberg (Německo)
SCE	Solar Corona Experiment. Sledování hustoty, rychlosti a turbulentních spekter ve sluneční koroně a slunečním větru.	M.K. Bird, Univ. of Bonn (Německo)
GWE	Gravitational Wave Experiment. Hledání Dopplerova posunu radiových signálů způsobeného gravitačními vlnami.	B. Bertotti, Univ. of Pavia (Itálie)

Přehled přístrojového vybavení sondy Ulysses. Zdroj: ESA.

Pokračování (1/3)

Klip týdne: Prostorový magnetogram Slunce

Prostorový magnetogram Slunce. Rotující model nejbližší části heliosféry je vytvořen zpracováním dat z observatoře SOHO/MDI. Vysoké koronální smyčky jsou zobrazené v UV oboru na vlnové délce 19,5 nm. Tato komplikovaná struktura se velmi rychle mění. Sluneční vítr odtud proudící vytváří a ovlivňuje heliosféru až na hranici sluneční soustavy, kde se magnetické pole Slunce prolíná s mezihvězdným magnetickým polem. Prostorový obraz uvidíte při použití červenomodrých brýlí. Zdroj: NASA. (m2v, 10 MB, )

Odkazy