Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze Číslo 26 (vyšlo 1. července, ročník 9 (2011) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

26/2011

Magnetická pěna na okraji sluneční soustavy

Petr Kulhánek

Mise 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. patří k jedněm z nejvýznamnějších vesmírných cest lidstva. Sondy navštívily obří planety a pořídily jejich unikátní fotografie. V roce 2004 prolétl terminační vlnouTerminační 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. Voyager 1 a v roce 2007 Voyager 2. Tím se obě sondy dostaly do vnější části sluneční soustavy, tzv. pláště heliosféry. Přesto, že jejich pouť započala v roce 1977, přinášejí stále nové poznatky. Posledním zajímavým faktem je nalezení jakési magnetické pěny plné bublin v blízkosti rázové vlny 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.. Zdá se, že tato pěna je prvním tlumícím a ochranným faktorem před kosmickým zářenímKosmické 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. přicházejícím k nám z hlubin vesmíru.

Magnetické pole 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. je ovlivněno rotací Slunce. Silokřivky jsou tvarovány do tzv. Archimédových spirál. Plocha nulového pole je v ekvatoriální oblasti výrazně rozvlněna, nazýváme ji Parkerova plocha podle jejího objevitele Eugena Parkera. Planeta při pohybu kolem Slunce střídavě prochází oblastmi s různým směrem magnetického pole (nad a pod plochou má pole různou orientaci). Nejbližší část magnetického pole Slunce je relativně dobře známá a existuje mnoho měření tohoto pole z nejrůznějších sond. Čím dále se vydáme ale od Slunce, tím jsou naše představy méně konkrétní. Nejprve narazíme na 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., ve které se rychlost 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. mění skokem na podzvukovou rychlost, což s sebou nese nárůst koncentrace částic slunečního větru (podobně jako zpomalení rychlosti automobilů na dálnici vlivem překážky nebo dopravní značky vede na zvýšení jejich hustoty). Terminační vlna má přibližně kulový tvar, možná jde o zploštělý elipsoid. Známe její vzdálenost ve dvou místech – Voyager 1 jí prolétl v polovině prosince 2004 ve vzdálenosti 94 AU a Voyager 2 dne 30. srpna 2007 ve vzdálenosti 84 AU. Může jít samozřejmě o změnu rozměrů danou tím, že mezi oběma průchody uplynuly tři roky nebo o důsledek nesféričnosti terminační vlny. Za terminační vlnou pokračuje 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., ve které je dominantní magnetický vliv našeho Slunce. Heliosféra by měla končit heliopauzouHeliopauza – hranice heliosféry. Jde o oblast, ve které končí vliv magnetického pole našeho Slunce. Za heliopauzou se nachází mezihvězdné prostředí. a ve směru pohybu Slunce vzhledem k mezihvězdnému prostředí by měla být čelní rázová vlna. Není ale jasné, zda má heliosféra protáhlý tvar s typickým magnetickým ohonem, či zda je přibližně kulová jako terminační vlna, nebo zda má jiný tvar.

Parkerova plocha nulového magnetického pole ve vnitřní části sluneční soustavy. Zdroj: Anthonny Perratt.

Podle všeho se zdá, že Voyager 1 právě prolétá heliopauzouHeliopauza – hranice heliosféry. Jde o oblast, ve které končí vliv magnetického pole našeho Slunce. Za heliopauzou se nachází mezihvězdné prostředí., tedy hranicí 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.. Data z obou sond ale poskytují zcela jiný obraz hranice magnetického 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., než se očekávalo. Rychlost 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. klesá v heliopauze pomalu, nikoli skokem, jak předpovídaly teoretické modely. Za heliopauzou je již mezihvězdné prostředí a rychlost slunečního větru je zde nulová. Za poslední tři roky zaznamenával Voyager 1 postupný pokles radiální rychlosti slunečního větru z hodnoty 208 000 km/h na nulu. Pokles probíhal lineárně. Obdobně klesala i azimutální složka rychlosti. Namísto očekávané ostře ohraničené heliopauzy byla zatím nalezena jen rozsáhlá přechodová oblast, kterou Voyager 1 právě prolétá. Vlastní heliopauzou proletí snad v roce 2012. Přechod z prostředí ovládaného Sluncem do mezihvězdného prostoru by měl být doprovázen prudkým poklesem teploty částic (částice v heliosféře jsou zahřáté slunečním větrem, zatímco částice v mezihvězdném prostoru výrazně chladnější).

Dalším překvapením bylo měření intenzity magnetického pole. Ukázalo se, že magnetické silokřivky ve směru pohybu Slunce vůbec nemají obloukovitý tvar, jak by se na blízkost heliopauzy slušelo. Namísto toho vytváří jakousi pěnu podivných magnetických bublin. Voyager 1 vstoupil do oblasti pěny v roce 2007 a Voyager 2 o rok později. Jednu bublinu proletí sondy zhruba za týden, průměr bublin se odhaduje na 160 milionů kilometrů (přibližně jako vzdálenost Země od Slunce). Začíná být nejasné, zda vůbec existuje čelní rázová vlna a zda existuje magnetický ohon heliosféry či nikoli.

Měření Voyageru 1 a 2 přinesla nový pohled na čelo heliosféry. Magnetické pole zde připomíná spíše pěnu
než ostře ohraničenou heliopauzu (viz Animace týdne). Zdroj NASA.

Nejpravděpodobnějším vysvětlením původu bublin se v tuto chvíli zdá Parkerova plocha. V blízkosti heliopauzy jsou pravděpodobně jednotlivé záhyby plochy nulového pole natolik stlačeny k sobě, že se překrývají a dochází k častému přepojování silokřivekRekonekce – přepojení magnetických silokřivek, při kterém prudce změní svou dosavadní topologii do jiné, energeticky výhodnější podoby. Při tom dojde k uvolnění energie, která zahřeje okolní plazma. Někdy natolik, že plazma zazáří i v RTG nebo v gama oboru. magnetického pole a k vytvoření bublin, které nejsou spojeny s ostatním magnetickým polem, jde tedy o jakési samostatné magnetické ostrovy. Takováto magnetická pěna by měla velmi intenzivně brzdit kosmické 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. a je možné, že právě objevená pěna je nejvýraznějším ochranným prvkem před kosmickým zářením. Celá záležitost je otevřeným problémem, a to, jak vypadá heliopauza může ještě přinést nová překvapení a dramatické změny v našich zažitých představách. Připomeňme si na závěr, že v roce 2005 objevila jedna z družic Double StarDouble Star – čínsko-evropská mise dvou družic zkoumající magnetosféru Země. Společný projekt Čínské národní kosmické agentury CNSA a Evropské kosmické agentury ESA. Družice startovaly v prosinci 2003 a červenci 2004. Jedna ze sond byla navedena na rovníkovou (570 × 78 970 km, sklon 28,5°) a druhá na polární (700 × 39 000 km, sklon 90°) dráhu. Jejich data doplňovala měření evropské čtveřice družic CLUSTER. Mise byla ukončena v říjnu 2007. také několik tisíc kilometrů veliké bubliny v magnetickém poli před čelní rázovou vlnou magnetosféry Země (viz AB 42/2007). Mechanizmus vzniku těchto bublin je zcela neznámý.

Zvlněná Parkerova plocha nulového pole má na okraji sluneční soustavy natolik stlačené listy,
že zde dochází k překotné rekonekci silokřivek magnetického pole. Zdroj: NASA.

Výsledkem je vznik magnetických bublin připomínajících pěnu. Zdroj: NASA.

Animace týdne: Magnetická pěna na okraji sluneční soustavy

Magnetická pěna na okraji sluneční soustavy. Mise sond Voyager započala již v roce 1977. Po úspěšném průletu kolem velkých planet se sondy dostaly až na samotný okraj sluneční soustavy. Nejprve prolétly terminační vlnou, ve které se rychlost slunečního větru mění z nadzvukové na podzvukovou, a dostaly se tak do tzv. pláště heliosféry. Zde je rozvlněná plocha nulového slunečního pole (nad a pod touto plochou má pole opačnou orientaci) stlačena natolik, že se jednotlivé záhyby překrývají a magnetické pole zde intenzivně přepojuje silokřivky a vytváří oblast plnou izolovaných bublin nepropojených s okolním polem. Vše připomíná pěnu našlehanou z magnetických silokřivek. Nově objevená vrstva je prvotním ochranným štítem před kosmickým zářením, které dokáže účinně brzdit. Zdroj: NASA HSVS (Heliophysics and the Science Visualization Studio) 2011.  (avi/divx, 49 MB)

Odkazy

Fórum – diskuze k tomuto bulletinu