| |
Mise STEREO – prostorové sledování kosmického počasí
Ivan Havlíček
Dvojice observatoří
STEREOSTEREO – Solar TErrestrial RElations Observatory, mise NASA z roku 2006, jejímž hlavním cílem je pomocí dvou stejných sond pořizovat třírozměrný obraz sluneční koróny. Sondy nesou zobrazovací jednotky pro viditelný i XUV obor a přístroje k výzkumu slunečního větru.
byla vypuštěna z Cape Canaveral Air Force
Station na Floridě 25. října 2006 pomocí rakety
Delta IIDelta II – nosná raketa využívaná NASA. Raketu původně navrhla společnost McDonnell Douglas, která později fúzovala se společností Boeing. Dnes má mnoho variant s výškou 38 až 39 metrů, průměrem 2,44 metru a hmotností 150 až 230 tun. Raketa se používá od roku 1989 a vynesla více než 100 významných vědeckých družic a sond.. Mise STEREO (Solar
TErrestrial RElations Observatory) je prvním projektem využívajícím
třírozměrné zobrazení
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.,
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 kosmického počasí.
Cílem projektu je, díky znalosti prostorového rozložení pozorovaných
dějů, lépe poznat vliv sluneční činnosti na děje probíhající na
ZemiZemě – 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. Mohorovičovým 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..
Mise byla naplánována na dva roky a stále probíhá. Observatoře letí na
dráze velmi podobné dráze Země okolo Slunce a ve stejném směru. STEREO A
je umístěna na nižší a rychlejší dráze před Zemí a STEREO B je oproti ní
v téměř stejné vzdálenosti na vyšší a tedy pomalejší dráze za Zemí.
Vzdálenost od Země a také mezi oběma observatořemi se proto neustále
zvětšuje. Aktuální polohu obou observatoří (včetně drah několika komet) naleznete například na
adrese přístrojového vybavení mise nazvaného
SECCHI
(Sun Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation).
|
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 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.
Korona – 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 silokřivek. 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.
CME – 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).
|
|
Dvojice observatoří STEREO sleduje Slunce z různých stran v témže čase
identickými přístroji. Takto lze získat stereoskopický obraz a z něj
následně odvodit prostorové rozložení látky a záření přicházejících ze
Slunce, popřípadě z mezihvězdného prostoru. Zdroj: NASA.
|
Obě observatoře STEREO jsou vybaveny
koronografyKoronograf – původně přístroj k pozorování koróny Slunce, ve kterém je vlastní povrch Slunce zakryt, aby nerušil pozorování. Koronograf se používá i k pozorování okolí hvězd. Samotná hvězda je zakryta a koronograf zobrazuje její okolí, například protoplanetární disky nebo planety.
(COR1 a COR2) pracujícími ve viditelném
světle, které mají oproti přístroji LASCO/C3 na legendární
sluneční observatoři
SOHOSOHO – SOlar and Heliospheric Observatory, sonda vypuštěná NASA v roce 1995 se zaměřením na pozorování a výzkum slunečního povrchu, atmosféry, koróny a slunečního větru. Základem observatoře je dalekohled EIT o průměru 12 cm.
rozlišení v obraze pětinásobně podrobnější. V určení teploty je
rozlišení trojnásobně přesnější. Koronograf COR1 sleduje vnitřní (1,4÷4 RS)
koronu a koronograf COR2 vnější (2÷15 RS) koronu. Oba koronografy snímají s vyšší frekvencí
a přesnějším měřením roviny polarizace než kdykoliv předtím. COR1 je prvním přístrojem
určeným pro kosmický prostor, který zobrazuje vnitřní koronu v bílém světle až
do vzdálenosti 1,4 RS. Přístroj EUVI (Extreme Ultraviolet Imager), pracující
v UV oblasti spektra, je určen ke sledování fotosférických magnetických polí,
pozorování
chromosféryChromosféra – nejnižší část sluneční atmosféry, barevná vrstva nad povrchem Slunce o tloušťce jen 2 500 km. Teplota chromosféry směrem od Slunce stoupá. a vnitřní
korónyKorona – 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 silokřivek. 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.. Následuje naváděcí dalekohled a celou
sestavu přístrojů SECCHI završuje přístroj Heliospheric Imager (HI), který
pracuje v širokém prostorovém úhlu 12÷318 RS a který je primárně určen ke
sledování výronů
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).
na cestě mezi Sluncem a Zemí.
Oblast zobrazovaná koronografy COR 1 a COR 2 z obou
observatoří. Oranžové kolečko
je Slunce, část bílé kružnice je dráha Země. Země je kulička dole uprostřed.
Překryv zobrazované oblasti koronografy z obou observatoří a
přístrojem HI 1.
Oblast zobrazovaná přístroji HI 1 a HI 2 z obou observatoří.
Zdroj SECCHI.
|
Přechod Měsíce přes sluneční kotouč – zatmění Slunce pozorované z observatoře STEREO B dne 25. února 2007 posloužilo k proměření ohniska,
stanovení rozptylu světla v přístrojích a k pointaci slunečních
koronografůKoronograf – původně přístroj k pozorování koróny Slunce, ve kterém je vlastní povrch Slunce zakryt, aby nerušil pozorování. Koronograf se používá i k pozorování okolí hvězd. Samotná hvězda je zakryta a koronograf zobrazuje její okolí, například protoplanetární disky nebo planety.. Přechod
MěsíceMěsíc – přirozený satelit Země, rotuje tzv. vázanou rotací (doba oběhu a rotace je shodná). Díky tomu stále vidíme přibližně jen přivrácenou polokouli Měsíce. Měsíc je prvním cizím tělesem, na kterém stanul člověk (Neil Armstrong, 1969, Apollo 11). Voda na Měsíci byla objevena v stinných částech kráterů a pod povrchem (Lunar Prospektor, 1998). Povrch Měsíce je pokryt regolitem (drobná drť s vysokým obsahem skla). Malé pevné jádro je obklopené plastickou vrstvou (v hloubce 1 000 km pod povrchem). Velké množství kráterů má rozměry od milimetrů po stovky kilometrů. Několik z nich je pojmenováno i po českých osobnostech (například kráter Anděl). trval 12 hodin a jelikož observatoř byla od
Měsíce 4,4 krát dále než
ZeměZemě – 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. Mohorovičovým 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., jeví se Měsíc v témže poměru menší.
Snímky jsou pořízeny v UV oblasti a převedeny do falešných barev.
Zdroj: NASA/Jay Friedlander. (mpg, 2 MB) |
Dvouleté sledování
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 blízké
heliosféryHeliosféra – 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. samozřejmě nelze vměstnat do
několika málo řádek textu a několika obrázků. Následující výčet bude tedy nutně
jen chudou špičkou ledovce s upozorněním na některé zajímavosti, které se
podařilo díky observatořím
STEREOSTEREO – Solar TErrestrial RElations Observatory, mise NASA z roku 2006, jejímž hlavním cílem je pomocí dvou stejných sond pořizovat třírozměrný obraz sluneční koróny. Sondy nesou zobrazovací jednotky pro viditelný i XUV obor a přístroje k výzkumu slunečního větru. zaznamenat a uvidět.
|
Podrobné sledování
slunečního povrchu a změn ve sluneční chromosféře sice s velkým
rozlišením zobrazilo vznik eruptivních smyček a jejich odezvu ve
fotosféře, nicméně přesný mechanizmus těchto dějů slunečním teoretikům
stále uniká. Sekvence je sestavena ze čtyřicetihodinového pozorování 23.
až 24. srpna 2007 v UV oboru. Záznam ukazuje vznik eruptivní
protuberance, několik smyčkových koronálních vzplanutí a následné
vyzáření energie u paty smyček z fotosféry.
Zdroj: NASA. (mpg, 13 MB)
Zobrazení magnetických siločar blízké koróny v období vysoké sluneční
aktivity. Matematický model vytvořený na základě měření observatoře SOHO.
Zdroj: NASA.
Vlastnosti sluneční látky (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).) prolétávající meziplanetárním prostorem
lze přímo pozorovat jednak při interakci s magnetosférami planet (těch,
které mají magnetosféru), nebo při kolizi s kometami. Na konci dubna
2007 pořídila observatoř STEREOSTEREO – Solar TErrestrial RElations Observatory, mise NASA z roku 2006, jejímž hlavním cílem je pomocí dvou stejných sond pořizovat třírozměrný obraz sluneční koróny. Sondy nesou zobrazovací jednotky pro viditelný i XUV obor a přístroje k výzkumu slunečního větru. záznam kolize kometyKometa – těleso malých rozměrů obíhající kolem Slunce většinou po protažené eliptické dráze s periodou od několika let po tisíce roků. Při přiblížení ke Slunci se vypařuje část materiálu jádra a kometa vytváří komu a eventuálně ohon. Jde o pozůstatky materiálu z doby tvorby sluneční soustavy. Dnes se nacházejí v Oortově mračnu za hranicemi sluneční soustavy, ve vzdálenosti 20 000÷100 000 AU. Některé komety pocházejí i z bližšího Kuiperova pásu. ENCKE s CME. Výron
sluneční hmoty výrazně ovlivňuje plazmový chvost komety. Části
kometárního chvostu jsou plazmoidemPlazmoid – kompaktní plazmový útvar, někdy nazývaný plazmový oblak, zhustek, shluk, cluster. Plazmoid s sebou může unášet tzv. vmrznuté magnetické pole. vyvrženým ze 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. odnášeny do
meziplanetárního prostoru. Zdroj: NASA. (mpg,
5 MB)
Od 11. do 18. ledna 2007 pořídila observatoř STEREO A sérii snímků ohonu
komety McNaught, z nichž je sestavena tato animace. Na pozadí hvězdného
nebe je zde vidět nejzářivější kometární chvost za posledních 40 let.
Snímek je centrován 17° od slunečního středu a hrana zobrazené oblasti je
široká 20°. Snímek je pořízen aparaturou SECCHI/HI-1A , kometa byla v té
době ve vzdálenosti 0,17 AUAU – astronomická jednotka (Astronomical Unit), původně střední vzdálenost Země od Slunce, v roce 2012 ji IAU definovala jako 149 597 870 700 m přesně. Astronomická jednotka se používá především pro určování vzdáleností ve sluneční soustavě, pro přibližné odhady postačí hodnota 150 milionů kilometrů. od Slunce a délka viditelného kometárního
chvostu se pohybovala kolem 7°.
Zdroj: NASA. (mpg, 4 MB)
Při vzdalování od Země 12. prosince 2006 prolétávaly obě observatoře Van Allenovými radiačními pásyVan Allenovy pásy – jsou tvořeny nabitými částicemi (elektrony, protony a ionty O+, He+) zachycenými magnetickým polem Země ve vzdálenosti 1,2 až 7 RZ. V polárních oblastech se odrážejí efektem magnetického zrcadla. Pásy existují dva, vnější složený především z elektronů a vnitřní obsahující kromě elektronů i hmotnější částice, především protony s vysokou energií. Částice v pásech pronikavě září. Jejich energie je od 1 keV do 100 MeV. Nejenergetičtější elektrony se nazývají zabijácké elektrony (killer electrones) a mechanizmus jejich vzniku není zcela jasný. Vnitřní pás objevil James Van Allen z Univerzity v Iowě na základě měření družic Explorer 1 a 3, vnější detekovala sonda Luna 1. Oba pásy jsou mimořádným nebezpečím jak pro kosmické sondy, tak pro člověka., které jsou pastí pro nabité částice
kosmického zářeníKosmické záření – proud urychlených částic neznámého původu. 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 Viktorem Hessem při balónových experimentech ve výšce až 5 500 metrů. S rostoucí výškou stoupala ionizace atmosféry a tím byl prokázán kosmický původ záření. Za objev získal V. Hess v roce 1936 Nobelovu cenu za fyziku.. Pomocí přístroje TDS (Time-Domain Sampler), určeného
pro sledování vln ve slunečním 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., byly zaznamenány odezvy magnetické
bouře, která v té době probíhala ve vnějším pásu. Obě sondy letěly za
sebou po téže dráze v intervalu 84 minut a odezvu bouře, kterou
prolétala jedna sonda, zachytila druhá. Rádiové vlny, které byly
magnetickou bouří vyvolány, byly desetkrát intenzivnější, než ty, o kterých vědci doposud věděli.
Na obrázku je řez Van Allenovými radiačními pásy, které ve
skutečnosti vůbec nejsou bledě modré a uprostřed nezáří růžovým
oparem. Zdroj: NASA. |
Obě observatoře STEREO zachytily, oproti dějům odehrávajícím se ve vnitřní
heliosféře, překvapivě také události až na samé její hranici – ve styku
s mezihvězdným galaktickým prostředím. V době od června do října 2007 detekoval
přístroj IMPACT (In-situ Measurements of Particles and CME Transients) určený
k detekci vysokoenergetických elektronůElektron – první objevená elementární částice. Je stabilní. Hmotnost má 9,1×10−31 kg a elektrický náboj 1,6×10−19 C. Elektron objevil sir Joseph John Thomson v roce 1897. Existenci antičástice k elektronu (pozitron) teoreticky předpověděl P. Dirac v roce 1928 a objevil C. Anderson v roce 1932., neutrální atomy pocházející z téhož místa oblohy.
Atomy přilétaly ze směru, kterým se pohybuje celá sluneční soustava galaktickým
prostředím. Zde při styku 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 mezihvězdného prostředí vzniká
nárazová vlna v několika vrstvách pojmenovaných podle dějů, jimiž je prostředí
vymezeno. První z vnitřní strany od Slunce je terminační vlna – jiným názvem
rázová vlna slunečního větru. Je to oblast, ve které rychlost slunečního větru
klesá na podzvukovou rychlost. Tato oblast má tvar povrchu koule a je vzdálena
přibližně 90÷95 AU od Slunce. Následuje heliopauza – hranice heliosféry. Jde o oblast, ve které končí vliv našeho Slunce. Za heliopauzou se nachází mezihvězdné
prostředí. Poslední předpokládanou hranicí je rázová vlna heliosféry – rázová
vlna vznikající ve směru pohybu Slunce mezihvězdným prostředím. Stýká se zde
magnetické pole Slunce s magnetickým polem galaktickým. Přístroj IMPACT je
navržen pro detekci nabitých částic, jejichž výskyt se ale mění v závislosti na
magnetickém poli. Zachycené částice však na změnách magnetického pole
nezávisely. Mělo by tedy jít o neutrální atomy. Výměna náboje mezi horkými ionty
a neutrálními atomy může generovat vysokoenergetické atomy. Tyto děje jsou dnes
známy z planetárních atmosfér včetně ZeměZemě – 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. Mohorovičovým 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. nebo 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.. Dle očekávání by k témuž mohlo docházet také při styku heliosféry s mezihvězdným prostředím.
|
Heliosféra s orientačním vyznačením polohy observatoří STEREO vůči čelu
heliopauzy a terminační vlny. Sonda Voyager IVoyager – 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. prolétla terminační vlnou
v prosinci 2004, Voyager II prorazil tuto hranici 30. srpna 2007. Zdroj:
NASA. |
Klip týdne: Slunce a koronální výrony hmoty (film NASA)
Slunce a koronální výrony hmoty (film NASA). Animace zobrazuje
Slunce při koronálním výronu hmoty (CME) směrem k Zemi a následně se
rozběhne debata odborníků o vlivech takového úkazu. Dočkáte se i klíčových okamžiků misí STEREO, SOHO a POLAR a nechybí ani různé způsoby
zobrazování Slunce z kosmického prostoru včetně polární záře a americky
bombastické závěrečné znělky. Jde o klasický výukový film produkce NASA
v kostce. Zdroj: NASA. (avi/divx,
27 MB)
Odkazy
Fórum – diskuze k tomuto
bulletinu
|
|
