Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 1 (vyšlo 3. ledna, ročník 3 (2005)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Průlet plazmoidu ze Slunce sluneční soustavou

Ivan Havlíček

Na konci roku 2000 byl zaznamenán průlet výronu sluneční hmoty sluneční soustavou. V cestě letícího plazmoidu (tzv. ICME) se nacházely planety Země, Jupiter a Saturn. Teprve po čtyřech letech od události začínají být jasné některé souvislosti a zpracovávaná data se postupně skládají do srozumitelné mozaiky.

Trajektorie plazmoidu

Trajektorie vyvrženého plazmoidu. Zdroj: Nature 2004.

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).

ICME – Interplanetary Coronal Mass Ejection, oblak plazmatu vyvržený ze Slunce, který se pohybuje meziplanetárním prostorem rychleji než sluneční vítr. Postupně je tato pohybující se hmota ovlivňována meziplanetárním prostředím. Magnetické pole ICME je výrazně vyšší než pole okolního meziplanetárního prostoru. Od relativně homogenního pozadí slunečního větru se liší rychlostí, teplotou a poměrem p+/He++. U větších ICME jsou rozlišitelné menší oblasti – tzv. shluky MC.

MC – Magnetic Clouds, kompaktní části plazmových oblaků vyvržených ze Slunce a putujících sluneční soustavou (tzv. ICME). Tyto shluky MC jsou popisovány jako v magnetickém poli rotující části ICME. Plazmový útvar ICME při svém pohybu meziplanetárním prostorem radiálně expanduje do okolního prostoru, následně lze vypozorovat rozdílné rychlosti jednotlivých shluků MC.

Plazmoid – kompaktní plazmový útvar, někdy nazývaný plazmový oblak, zhustek, shluk, cluster. Plazmoid s sebou může unášet tzv. vmrznuté magnetické pole.

Polární kasp – trychtýřovitá oblast v blízkosti magnetických pólů planety, kterou pronikají jako obrovským vírem nabité částice do atmosféry. Název pochází z anglického „cusp“ (roh, cíp).

Vmrznuté magnetické pole – u vysoce vodivého plazmatu je možné, aby silokřivky magnetického pole sledovaly pohyb plazmatu. Potom hovoříme o tzv. vmrznutém poli. Plazmoidy vyvržené z povrchu Slunce s sebou zpravidla unášejí vmrznuté magnetické pole, které může interagovat s atmosférami planet.

Polární záře ve sluneční soustavě

O přímém vlivu Slunce a zejména CME na magnetosféru planet je již mnohé známo a v posledních třech desetiletích se znalost magnetosfér jednotlivých planet prohloubila zejména díky kombinaci cíleného kosmického výzkumu využívajícího přímé měření nejrůznějšími magnetometry na místě a pozorováním velkými pozemními dalekohledy s vysokou rozlišovací schopností. Planety jsou různorodá tělesa s odlišnou vnitřní stavbou a s rozdílnými dynamickými vlastnostmi. Na mechanismy probíhající v jejich okolí mají navíc u velkých planet výrazný vliv jejich měsíce. Takto získané výsledky pozorování lze srovnat s matematickými simulacemi a kombinací všech tří metod se daří pozorované jevy vysvětlovat přesněji. Nejznámějším projevem interakce magnetosféry s plazmoidem CME je vznik polární záře. Na Zemi jsou polární záře známy velmi dávno. O polární záři na Jupiteru víme od roku 1979 díky sondám Voyager, zřetelně pak byla rozpoznána na snímcích HST z roku 1998, první snímky Saturnovy polární záře jsou již z roku 1995. Příčina vzniku polární záře na všech planetách je spatřována zejména v interakci atmosféry planety s nabitými částicemi slunečního větru a prvotním vzorem pro modelování byly podmínky známé ze Země. Výjimku tvořila již od mise Voyager planeta Jupiter. Rozborem tehdy získaných dat bylo zjištěno, že zde je výraznější příčinou vzniku polárních září interakce plazmového torusu (z látky vyvrhované sopečnou činností měsíce Io) s atmosférou planety. Tímto směrem se zaměřil výzkum joviánské magnetosféry při misi Galileo v letech 1995 až 2003. Magnetosféra Jupiteru dosahuje až do vzdálenosti oběžné dráhy Saturnu. S magnetosférou Saturnu se právě seznamujeme díky misi Cassini.

Událost z podzimu roku 2000

Od 1. 11. 2000 do 10. 11. 2000 bylo zaznamenáno observatoří SOHO pět jevů CME. Tyto výrony byly následně zaznamenány u Země o dva dny později družicemi WIND a ACE. Nejsilnější erupce byla vyvržena ze Slunce 8. 11. 2000. Hlavní proud nabitých částic se setkal se Zemí 9. 11., k Jupiteru dorazil 18. 11. a na Saturn až 7. 12. Vlivem rozptylu v meziplanetárním prostoru probíhalo setkání ICME s planetami několik dnů. V začátku (na konci) setkání byl heliocentrický úhel mezi Zemí a Jupiterem 23° (17,5°) a mezi Zemí a Saturnem 15° (9°). Identickým proudem nabitých částic, jehož struktura se průletem sluneční soustavou poněkud měnila, bylo možno otestovat magnetosféru všech těchto tří planet najednou. Měření u Jupiteru bylo provedeno sondou Cassini, která kolem něj právě prolétávala na cestě k Saturnu.

Postavení planet

Postavení planet na konci roku 2000.

Radiální rychlosti čtyř ICME pohybujících se od Země k Jupiteru se postupně vyvíjely mezi 400÷1000 km/s. Měření byla prováděna současně sondami WIND a Cassini. Po cca deseti dnech a ve vzdálenosti mezi 3,5÷4 AU se jednotlivé ICME rozplynuly a vytvořily jednu koncentrovanější oblast. Rychlosti vztažené ke Cassini byly v době průletu kolem Jupiteru 400 km/s pro ICME-1, 525 km/s pro ICME-2 a 580 km/s pro ICME-3 a 4. Interakce plazmoidu s rázovou vlnou magnetosféry Jupiteru vytvořila polární záři, navíc byla dalekohledem VLT ANTU, ESO zaznamenána vulkanická činnost měsíce IO. Materiál vyvržený sopečnou činností do prostoru okolo Jupiteru mohl být zčásti absorbován do ICME a pokračoval k Saturnu.

Data získaná pozorováním průletu ICME na konci roku 2000 se neustále zpracovávají a výsledky se porovnávají s pozdějšími měřeními například sondou Ulysses. První dílčí výsledky byly publikovány na jaře 2001, přehledový článek poukazující na nejrůznější souvislosti velkorozměrových jevů ve sluneční soustavě spojených s pohybem ICME sluneční soustavou však vyšel až v listopadu 2004.

Slunce 8.11.2000 v UV CME 8.11.2000

Nalevo: Slunce 8. 11. 2000 na vlnové délce 284 Å odpovídající 2×106 K zaznamenané experimentem EIT (Extreme Ultraviolet Imaging Telescope) na observatoři SOHO bezprostředně před hlavním výronem CME. K výronu sluneční hmoty došlo v místech koronární díry – výrazný černý pruh na slunečním kotouči. Zdroj: NASA, SOHO.

Napravo: Výron sluneční hmoty (CME) snímaný 8. 11. 2000 observatoří SOHO experimentem LASCO (Large Angle and Spectrometric COronagraph). Klepnutím na obrázek stáhnete video (mpeg, 2 MB).

POLAR 6.-12.11, aurora

Zjasnění aurorálních oválů Zeměkoule snímané observatoří POLAR 6.-12. 11. 2000. Snímky jsou datovány pořadovým číslem dne v roce (rok/pořadové číslo). Čas je udáván ve světovém čase UT. Zdroj: University of Iowa, VIS/POLAR.

NOAA - záznam toků

Záznam toku protonů a toku elektronů ve slunečním větru podle měření soustavy družic NOAA z oběžné dráhy kolem Země. Další graf je složka magnetického pole rovnoběžná s polem Země měřená v nT z družice GOES. Poslední graf je tzv. planetární Kp index vyjadřující možnost výskytu polárních září. Zřetelný je nárůst intenzity protonového toku na začátku 9. 11. 2000.

Magnetosféra Jupiteru

Magnetosféra v bezprostřední blízkosti Jupiteru. Proud nabitých částic způsobujících polární záře je z plazmatického torusu usměrňován blízkými měsíci. Zdroj: NASA, HST.

Časový vývoj pole

Magnetohydrodynamický model vycházející z parametrů slunečního větru naměřených u Země. Časový vývoj magnetického pole je vykreslen do vzdálenosti 5,5 AU, kde je po 12 dnech zřetelná zvýšená intenzita magnetického pole. Jde o dobu, kdy se oblak ICME dostal k Jupiteru. Na grafu je zřetelný vývoj rázové vlny ICME.

Jupiter - polármí záře

Snímky polární záře na Jupiteru 14.11.2000 (319 den roku). Vlevo v IR oboru (3,5÷4 μm, 06:18 UT), vpravo zvýrazněné v nepravých barvách. Zřetelný je měsíc Io. VLT ANTU, ESO.

Saturn - polární záře

Snímky polární záře na Saturnu z 7. 12. 2000, 11:30 UT a 8.12.2000, 10:00 UT byly pořízeny spektrografem STIS na HST v oboru 140÷190 nm. Polární záře jsou vyvolány interakcí s vysoce energetickými částicemi přecházejícími z magnetosféry do atmosféry. Disk září ve spojitém slunečním světle. Jev je důsledkem setkání planety s CME.

Fyzikální mechanismy

Lokální magnetická pole na povrchu Slunce mají složitý tvar silokřivek. V některých oblastech může dojít k tomu, že blízké silokřivky jsou opačně orientovány. V takové situaci dochází k přepojení (rekonexi) magnetických silokřivek za současného uvolnění energie a ohřevu slunečního plazmatu. Tento jev je jakousi obdobou elektrického zkratu. Magnetické pole si najde energeticky výhodnější konfiguraci. Plasma se ohřívá, září v RTG oboru (RTG vzplanutí, flares) a nezřídka dojde k oddělení kompaktní části plazmatu s vmrznutým magnetickým polem od slunečního povrchu (koronální výtrysk hmoty, CME). Vzniklý plazmoid putuje sluneční soustavou. Možnost „vmrznutí“ magnetických silokřivek do plazmatu poprvé popsal švédský fyzik Hannes Alfvén.

Rekonexe

Mechanismus přepojení magnetických silokřivek zodpovědný
za uvolnění energie a následný výron plazmatu CME.

Pokud se plazmoid dostane do blízkosti planety, může interagovat svým polem s magnetosférou planety a způsobit rozsáhlé magnetické bouře. Nabité částice pronikají oblastmi, které nazýváme polární kasp do vnitřních částí magnetosféry planety a interagují s atmosférou planety. Vznikají plošné proudy tekoucí podél magnetického pole planety (Birkelandovy proudy), částice excitují atomy a molekuly atmosféry. Deexcitace s sebou přináší charakteristické světelné doprovodné efekty známé jako polární záře. Plošné proudy tečou v oblasti, která se nazývá aurorální ovál, na Zemi jde zhruba o 70. rovnoběžku. Polární záře vznikají jen v určité výšce, atmosféra nesmí být příliš hustá (potom elektrony z horních hladin ztrácí energii srážkovými procesy a nikoli deexcitací) ani příliš řídká (potom klesá pravděpodobnost interakce nabitých částic s atmosférou). U Země jde o stovky kilometrů nad povrchem. Pozorování polárních září může být výjimečným estetickým zážitkem. Na straně druhé mohou ale magnetické bouře na Zemi poškodit rozvodné sítě elektrického proudu a působit veskrze negativně.

klasifikace RTG vzplanutí tok energie popis
B < 10−6 W/m2 nevýrazný RTG pík
C 10−6÷10−5 W/m2 malé vzplanutí
M 10−5÷10−4 W/m2 střední vzplanutí
X >10−4 W/m2 intenzívní vzplanutí

CME - simulace

Velmi působivá animace CME z University of Iowa z roku 2002 (mpg, 8 MB). V první fázi dojde k magnetickému přepojení silokřivek na povrchu Slunce. Odpoutaný plazmoid putuje k Zemi. Obtéká magnetickou rázovou vlnu Země, plazma vniká polárními kaspy do polárních oblastí a vytváří aurorální ovál s charakteristickými polárními zářemi.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage