Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 35 (vyšlo 1. září, ročník 1 (2003)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Zaprášený vesmír

Václav Kaizr

Tak jako se dítě učí věcem od jednodušších k složitějším, tak se i vědci snaží pochopit přírodu od ideálních příkladů k těm reálnějším skutečnostem. Nejinak je tomu i ve fyzice plazmatu. Od dob, kdy se začalo vážně uvažovat o plazmatu jako o čtvrtém skupenství hmoty, uplynulo už mnoho let a naše znalosti jsou již natolik hluboké, že je na čase postoupit o další krok kupředu. Tím krokem je zavedení "nečistot" do ideálního plazmatu. Tento článek s názvem "Zaprášený Vesmír" mapuje výskyt prachu ve Vesmíru a v plazmatu. Vzhledem k tomu že 99% viditelné hmoty ve Vesmíru se nachází v plazmatickém stavu, je to prakticky jedno a totéž: Výskyt prachu ve Vesmíru.

Plazma – kvazineutrální soubor nabitých a neutrálních částic, který vykazuje kolektivní chování. Lidsky to znamená, že se v dané látce nachází alespoň malé množství elektricky nabitých částic, které jsou v celém objemu elektricky neutrální a jsou schopny reagovat na elektrická a magnetická pole jako celek. Plazma vzniká odtržením elektronů z elektrického obalu atomárního plynu nebo ionizací molekul. S plazmatem se můžeme setkat v elektrických výbojích (blesky, jiskry, zářivky), v polárních zářích, ve hvězdách, ve slunečním větru a v mlhovinách. Přes 99 % atomární látky ve vesmíru je v plazmatickém skupenství.

Debyeova délka – typická vzdálenost v plazmatu, ve které je potenciál bodového náboje odstíněn v poměru 1/e.

 

Historie

Roku 1938 Adams nalezl molekuly CH, CN a CH3 ve spektru hvězd, které zjevně vznikaly mimo atmosféru hvězdy. Šklovskij navrhl v roce 1953 použít radioastronomické metody k zjištění radikálu OH. Toho bylo dosaženo až v roce 1973. V roce 1955 H. C. Townes předložil na sjezdu Mezinárodní astronomické unie podrobný seznam vibračních a rotačních frekvencí možných mezihvězdných molekul. V této době se ještě věřilo pouze na dvouatomové molekuly. Avšak v roce 1968 byl nalezen čpavek NH3, voda H2O a formaldehyd H2CO, což vedlo vědce k určité změně v názorech na mezihvězdný materiál. Obzvláště formaldehyd je jednou z velice hojných molekul. V letech 1968 až 1975 bylo objeveno celkem 23 molekul. Stav pozorovaných molekul k roku 1976:

Molekuly pozorované v ultrafialovém oboru spektra
H2, HD, CO
Molekuly pozorované ve viditelném oboru spektra
CH, CH+, CN
Molekuly pozorované radioastronomicky
OH, H2O, HDO, H2S, NH3, CN, NH2CN, CO, CS, OCS, HCN,
HNC, H2CO, H2CS, HNCO, HCOOH, H2CNH, CH3CN, HCCCN,
HCCCCCN, HCONH2, CH3CHO, CH3CCH, CCH, N2H+, HCO,
HCO+, HCOOH, (CH3)2O, H2C2HCN, CH3CH2OH, HCOOCH3
SiO, SiS, SO, SO2, NS

Pátrání po dalších molekulách není důsledkem honby nalézt co největší počet molekul. Jde o to, že budeme-li vědět, z čeho se naše okolí (okolí hvězd, mlhoviny, ...) skládají, lze usuzovat, jaké fyzikální a chemické podmínky ve Vesmíru panují. Současný stav je takovýto: radioastronomicky bylo objeveno více než 100 molekul, infračervenou spektroskopií bylo objeveno přes 40 druhů molekul, největší dnes známou molekulou ve Vesmíru je fulleren C60.

Výskyt

S výčtem oblastí, kde se vyskytuje prach, začneme v oblastech, které jsou pro nás nejdůležitější. Prach můžeme prakticky nalézt kdekoliv: komety, planety, planetární prstence, mlhoviny, atd.

Komety:

Parametr ne (cm−3) Te (eV) nn (cm−3) nd (cm−3) rd (µm) a/λD
Okolí jádra 103÷104 < 0.1 1010 10−3 0.1÷10 > 1
Ohon 102÷103 ~ 1   10−8÷10−7 0.01÷10 >10

Parametry mají následující význam nx koncentrace (e - eletronů, n - neutrálních molekul, d - prachových zrnek), Te teplota elektronů, rd poloměr prachových zrnek, a/λD poměr vzdálenosti mezi zrnky prachu a Debyeovou délkou.

Jupiter: v okolí Jupiteru je oblast mezi měsíci Adrastea a Metis vyplněna prachem. Je vzdálena 129 000 km od planety  a její šířka je 700 km.

Saturn:

Parametr rd (µm) a/λD
Prstenec E ~1 0.1
Prstenec F 1 10−3

U ostatních planet (Uran, Neptun) lze taktéž nalézt obdobné prstence.

Mars: Na Marsu stejně jako na Zemi zuří prachové bouře. Sledované období od 1.10.2001 - 16.12.2001.

Prachová bouře na Marsu (animace, gif 2,68 MB)

Měsíc: I zde lze nalézt prach. V minulosti byly pozorovány levitující mračna prachu. Sonda Surveyor pozorovala přímo z povrchu Měsíce levitaci 10÷30 cm nad povrchem a sonda Clementine tentýž úkaz pozorovala 10÷20 km nad povrchem Měsíce z oběžné dráhy.

Země: Země se od jiných planet značně odlišuje tím, že na ní existuje život. To je sice fakt, který nenese žádnou novou informaci, nicméně pro tento článek pojednávající o prachu je tento fakt víc něž zásadní. Neboť pod pojmem prach na Zemi si každý představí poletující nečistoty na silnicích, které nám znemožňují se dívat z okna v kanceláři ven a spoustu dalších příkladů.

Původ Složení rd (µm) n (cm−3)
Rakety Ledové krystalky 5×10−3 3×104
Aerosol Al2O3 0.1-10 10−10
Mikrometeority 60% chondridy
30% železo-síran-nikl
10% silikáty
5-10 10−10
Znečištění "kuličky" ~10 ~10−5

Přímým důkazem meziplanetárního prachu je zodiakální svit. Název se odvozuje podle výskytu tohoto svitu, protože vzniká v ekliptikálních souhvězdích. V zeměpisných šířkách střední Evropy ho lze pozorovat na západním obzoru večer v době jarní rovnodennosti, kdy při západu Slunce má ekliptika menší sklon k obzoru než nebeský rovník.

Zodiakální svit

Vzhledem k tomu, že na Zem ročně dopadne přes 40 000 t kosmického prachu, je pro další výzkum (pozemský) důležité určit, která prachová částice je původu pozemského a která mimozemského. Jako sběr prachových částic se používá buď speciálně vybavené letadlo, které má pod křídlem nádobu ve tvaru sudu nebo třeba veliký talíř položený na střeše. Poté následuje čištění vzorků a jejich analýza. Jednou z možností jak určit, zda se jedná o mimozemský prach, je následující. Zkoumaný vzorek se rozřízne a protože tok fotonů od Slunce je prakticky konstantní, lze z hustoty tmavých proužků (dráhy vniknuvších fotonů či iontů) určit stáří vzorku.

Prachové plazma

Pokud si dovedeme představit ideální plazma jako směs elektronů a iontů, pak pro představu prachového plazmatu si stačí domyslet ještě třetí složku, již tvoří prachové částečky. Jsou to velice hmotné částice, které mají zásadní vliv na chování plazmatu. Aby bylo prachové plazma plazmatem, je nutné, aby tyto částice byly nabité. Jsou-li nabité, jejich chování je ovlivněno elektromagnetickými silami, nejsou-li nabité, jejich primárním účinkem je gravitační působení. Náboj prachových zrnek dosahuje hodnot typicky 10 000 násobek, v extrémních případech až 100 000 násobek elementárního náboje. Většinou jde o záporný náboj, ale mohou se objevit i kladně nabité částice.

Ukázka prachové částice – grafit

Jevy v prachovém plazmatu: Prachové plazma vykazuje celou řadu nových jevů. V plazmatu dochází k novým typům nestabilit, nabitý prach může levitovat, zajímavý je způsob růstu prachových zrn a procesy jejich nabíjení, objevují se nové zajímavé struktury, například příčky v prstencích Saturnu nebo pravidelné uspořádání prachových zrn do krystalické mřížky (tzv. plazmové krystaly), jejichž výzkumem se zabývají jak laboratoře na Zemi tak probíhají i experimenty na Mezinárodní kosmické stanici ISS. V prostředí makrogravitace na Zemi vznikají dvourozměrné struktury a v mikrogravitaci na ISS struktury trojrozměrné.

Vlastnosti plazmatických krystalů:
  • velice jednoduchá vizualizace za pomocí laseru a CCD,
  • snadno ovlivnitelné vnějším elektromagnetickým polem,
  • veliká rozmanitost tvaru krystalové mříže,
  • rychlá odezva po vzniku (viz video níže),
  • mohou být používány jako makroskopický model systémů pro studování některých vlastností krystalů, dislokace, fázové přechody, chlazení
  • a mnoho dalších.

Video, 96 MB, Sandia National Laboratories; Plazmové krystaly.

Tento projekt byl podporován výzkumným programem No J04/98:212300017 ”Research of Energy Consumption Effectiveness and Quality” ČVUT v Praze, výzkumným programem INGO No LA 055 ”Research in Frame of the International Center on Dense Magnetized Plasmas” a výzkumným centrem ”Research Center of Laser Plasma” LN00A100 MŠMT ČR.

Odkazy

  1. V. Vanýsek: Základy astronomie a astrofyziky; ACADEMIA, Praha 1990.
  2. Astronomical society University Illioins: http://www.astro.uiuc.edu/~uias/.
  3. NASA: Space dust library, http://www-curator.jsc.nasa.gov/dust/dust.htm
  4. NASA: Stardust mission, http://stardust.jpl.nasa.gov/
  5. Sandia National Laboratories, http://www.sandia.gov/
  6. F. Verheest: Waves in dusty plasmas; KLUWER ACADEMIC PUBLISHER
  7. P.K. Shukla, A.A. Mamun: Introduction to dusty plasma physics; INSTITUTE OF PHYSICS PUB

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage