Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 19 (vyšlo 2. května, ročník 6 (2008)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Sluneční vítr

Petr Kulhánek

Sluneční vítr je proud nabitých částic ze Slunce, které zaplavují celou sluneční soustavu. Jde zejména o elektronyElektron – 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 Paul Dirac v roce 1928 a objevil Carl Anderson v roce 1932.protonyProton – částice složená ze tří kvarků (duu) se spinem 1/2, hmotností 1,673×10−27 kg (938 MeV) a elektrickým nábojem +1,6×10−19 C. Proton je na běžných časových škálách stabilní, pokud se rozpadá, je poločas rozpadu větší než 1035 let. Za objevitele protonu je považován Ernest Rutherford, který v roce 1911 objevil atomové jádro při analýze rozptylu částice alfa pronikající tenkou zlatou fólií. Samotná jádra vodíku (protony) detekoval v roce 1918 při ostřelování dusíku částicemi alfa. Antiproton byl objeven v roce 1955 Emilio Segrem a Owenem Chamberlainem., v menší míře alfa částice (jádra hélia). Část částic opouští Slunce s rychlostí kolem 800 km/s, ty nazýváme rychlý sluneční vítr. Většinou jsou detekovány v polárních oblastech Slunce nad koronálními děrami. Druhou složkou slunečního větru jsou částice opouštějící Slunce s rychlostí kolem 400 km/s. Těm říkáme pomalý sluneční vítr. Vyskytuje se většinou v rovníkové oblasti a je to sluneční vítr, který zasahuje planety sluneční soustavy, Zemi nevyjímaje. Sluneční vítr objevil anglický astronom Richard Carrington v roce 1859, kdy bylo za půl dne po výrazném slunečním vzplanutí narušeno magnetické pole Země. Na počátku 20. století dal do souvislosti nabité částice unikající ze Slunce s výskytem polárních září na Zemi Kristian Birkeland. Jako neustálý tok nabitých částic proudících ze Slunce pochopil sluneční vítr až Eugen Parker v roce 1958. Ani dnes nejsou ještě zcela jasné mechanizmy generování rychlé a pomalé složky slunečního větru.

Sluneční vítr, University of Warwick

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.

SOHO – 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.

TRACE – Transition Region and Coronal Explorer, sonda NASA vypuštěná v roce 1998 a navazující na práci družice SOHO. Poskytuje vynikající snímky plazmatu rozprostřeného podél silokřivek magnetického pole v UV oboru.

Ulysses – Odyseus, sonda určená pro sledování heliosféry Slunce z vysokých slunečních šířek. Hlavním cílem byl výzkum Slunce a jeho vlivu na meziplanetární prostor. Sonda měla dráhu navrženou tak, že jižní pól Slunce prozkoumala v roce 1994, ke Slunci se opět vrátila v roce 1995, kdy se přiblížila k severnímu pólu. Do stejných oblastí se vrátila v letech 2000 a 2001 při svém druhém oběhu. V té době bylo Slunce v blízkosti maxima aktivity. Při posledním třetím návratu v roce 2007 a 2008 byla mise ukončena, sonda ztratila orientaci.

STEREO – 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.

Hinode – japonská sonda kosmické agentury JAXA z roku 2006 určená k výzkumu Slunce. Její původní název byl SOLAR-B. Hlavním cílem je výzkum magnetického pole Slunce, jeho vznik a souvislost s generováním slunečního větru a výzkum ohřevu koróny.

Cesta slunečního větru

Sluneční vítr se na svou pouť vydává na slunečním povrchu. Mechanizmy jeho emise se intenzivně zkoumají. Obsahuje nejenom jednolitý proud částic, ale i různé shluky a chuchvalce plazmatuPlazma – 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. vyvrhované Sluncem. Ty obsahují zamrzlá magnetická pole nesená slunečním větrem napříč sluneční soustavou. Pohyb částic slunečního větru je ovlivňován meziplanetárním magnetickým polem, zejména otevřenými slunečními silokřivkami. V blízkosti Země dosahuje typická koncentrace několika částic v metru krychlovém. Jejich teplota je kolem 3 eVElektronvolt – jednotka energie. Jde o energii, kterou získá elektron urychlením v potenciálovém rozdílu jeden volt, 1 eV = 1,6×10−19 J. V jaderné fyzice se používají spíše větší násobky této jednotky, kiloelektronvolt keV (103 eV), megaelektronvolt MeV (106 eV), gigaelektronvolt GeV (109 eV) nebo teraelektronvolt TeV (1012 eV). V těchto jednotkách se také vyjadřuje hmotnost (E=mc2) a teplota (E=kT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K. (přibližně 30 000 K) a rychlost 400 až 500 km/s. Jde o nadzvukovou rychlost. Ve slunečním větru se, byť je relativně řídký, mohou šířit i vlny zvukových frekvencí. Nabité částice spolu totiž interagují „na dálku“ prostřednictvím elektrických a magnetických polí. U Země mohou chuchvalce plazmatu slunečního větru způsobit magnetické bouře, narušit elektronické přístroje, telekomunikační sítě i dálková vedení vysokého napětí. Elektrony slunečního větru pronikají do horních vrstev atmosféry v polárních oblastech, kde vybudí její atomy a molekuly, které následně září. Dochází k oněm typickým polárním zářím, které znají zejména severské národy. Někdy se stane, že jeden plazmoid (shluk plazmatu) zasáhne několik planet, pokud jsou ve stejném směru. V roce 2000 rozzářil takový plazmoid polární záře 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. Mohorovičićovým 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., 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.SaturnuSaturn – druhá největší planeta sluneční soustavy. Je charakteristická dobře viditelným prstencem. Saturn je od Slunce desetkrát dále než Země, a proto je jeho teplota velmi nízká (−150 °C). Průměrná hustota planety 0,7 g·cm−3 je nejnižší z celé sluneční soustavy, dokonce nižší než hustota vody. Saturn patří k obřím planetám. Oběhne Slunce za 30 let, kolem vlastní osy se otočí za pouhých 10 hodin. Rychlá rotace způsobuje vznik pásů. V atmosféře jsou pozorovány velké žluté či bílé skvrny. Atmosféra je tvořena oblaky čpavku, vodíkem a heliem. V nitru je snad malé jádro z křemičitanů obklopené kovovým vodíkem. Vítr v atmosféře dosahuje rychlosti až 1 800 km/h. Magnetické pole má dipólový charakter s osou téměř rovnoběžnou s rotační osou..

Aurora

Polární záře se dostala i do nabídky cestovní kanceláře „Arctic Sea Cruises“.

Ve vzdálenosti 80 až 90 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. se skokem mění rychlost slunečního větru z nadzvukové na podzvukovou. Vznik takových rázových vln je v přírodě běžný. Této rázové vlně říkáme rázová vlna slunečního větru neboli terminační vlna. Snížení rychlosti proudění je nutně spojeno se zvýšením koncentrace nabitých částic. Plyne to z rovnice kontinuity, ale každý zná tento jev i z běžného života. Pokud se na dálnici stane nehoda a projíždějící automobily sníží rychlost, okamžitě se zvýší jejich hustota. Terminační vlnou prolétla v roce 2004 sonda Voyager 1Voyager – 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 do vesmíru. a v roce 2007 Voyager 2. Obě naměřily přibližně 2,5 násobné zvýšení koncentrace částic. Cesta slunečního větru končí za heliopauzouHeliopauza – hranice heliosféry. Jde o oblast, ve které končí vliv magnetického pole našeho Slunce. Za heliopauzou se nachází mezihvězdné prostředí., na tzv. plášti heliosféry, kde se sluneční vítr zpomalí a splyne s částicemi mezihvězdného prostředí.

Heliosféra Slunce

Heliosféra Slunce. Zdroj: Mladá fronta / Ivan Havlíček.

Slunce – cíl mnoha sond

Výzkum slunečního větru provádí desítky sond. Není divu, vždyť interakce slunečního větru s magnetosférouMagnetosféra – oblast magnetického vlivu planety nebo jiného nebeského tělesa. U naší Země je dipólové magnetické pole vytvářeno v jádru elektrickými proudy o řádové hodnotě 109 A. Toto pole je deformováno interakcí se slunečním větrem do charakteristického tvaru – magnetosféry Země. Magnetosféry planet jsou přirozeným ochranným štítem před nabitými částicemi slunečního větru. naší Země bezprostředně ovlivňuje dění v horních vrstvách atmosféry, procesy v ionosféřeIonosféra – slabě ionizovaná oblast atmosféry Země, dělí se na vrstvy E (60÷90 km), D (90÷150 km), F (150÷800 km). Přes den se vrstva F dělí na F1 a F2. Ve výšce kolem 300 km je koncentrace částic řádově 106 cm−3. a často i elektronická zařízení na povrchu Země. Nicméně se dnes zaměříme jen na výzkum vzniku slunečního větru, tedy na sondy sledující přímo Slunce. K největším stálicím patří 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., sonda 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., která startovala již v roce 1995 a dodnes je činná. Objem pořízených dat je obrovský a nad vynikajícími snímky povrchu se tají dech. Z vědeckého hlediska je nesmírně cenný například přístroj MDI (Michelson Doppler Interferometer), kterým je možné zkoumat magnetoakustické vlny a vyšetřovat i podpovrchovou aktivitu Slunce (podobně jako tělní tkáně ultrazvukem). Na práci SOHO navazuje další sonda NASA z roku 1998 – TRACETRACE – Transition Region and Coronal Explorer, sonda NASA vypuštěná v roce 1998 a navazující na práci družice SOHO. Poskytuje vynikající snímky plazmatu rozprostřeného podél silokřivek magnetického pole v UV oboru.. V ultrafialovém oboru pořizuje snímky plazmatu tekoucího podél silokřivek magnetického pole. Na těchto nepřekonatelných fotografiích jsou nádherně viditelné tvary magnetických silokřivek v okolí slunečních skvrnSluneční skvrna – oblast na slunečním povrchu s intenzivní magnetickou aktivitou, díky které má nižší teplotu než okolí (méně než 5000 K). Jsou to viditelné projevy trubic magnetických toků v konvektivní zóně. Ačkoli jsou ve skutečnosti velmi jasné, v porovnání s okolím se jeví jako tmavé. V UV oboru jsou ale naopak světlejší než okolí. Někdy mají i 50 tisíc km v průměru. Vyskytují se většinou ve skupinách a můžeme je dělit podle toho, ke kterému konci magnetické silokřivky patří. Poprvé byly pozorovány v roce 1611..

SOHO

Slunce ze sondy SOHO v extrémním UV oboru. Zdroj: NASA.

TRACE

Snímek plazmatu proudícího podél silokřivek ze sondy TRACE. Zdroj: NASA.

Další významnou sondou byl OdyseusUlysses – Odyseus, sonda určená pro sledování heliosféry Slunce z vysokých slunečních šířek. Hlavním cílem byl výzkum Slunce a jeho vlivu na meziplanetární prostor. Sonda měla dráhu navrženou tak, že jižní pól Slunce prozkoumala v roce 1994, ke Slunci se opět vrátila v roce 1995, kdy se přiblížila k severnímu pólu. Do stejných oblastí se vrátila v letech 2000 a 2001 při svém druhém oběhu. V té době bylo Slunce v blízkosti maxima aktivity. Při posledním třetím návratu v roce 2007 a 2008 byla mise ukončena, sonda ztratila orientaci. (viz náš seriál AB 11-13). Tato evropsko-americká sonda byla navedena na polární dráhu a jednou za 6 let prolétla nad polárními oblastmi Slunce a pořídila jako první data z dosud neprozkoumaných míst. Startovala v roce 1990, polárními oblastmi poprvé prolétla v letech 1994-1995, podruhé v letech 2000-2001 a naposledy v letech 2006-2007. Na konci třetího obletu se z důvodu podchlazení přístrojů stala sonda neovladatelnou. Velmi známé jsou pořízené záznamy rychlosti slunečního větru v závislosti na heliografické šířce, které prokázaly, že rychlý vítr je doménou polárních oblastí a pomalý vítr rovníkových. Při prvním průletu polárními oblastmi bylo rozdělení na pomalý a rychlý sluneční vítr markantní. Šlo o období slunečního minima, kdy má magnetické pole Slunce dominantně dipólový charakter. Při druhém obletu v období maxima sluneční aktivitySluneční cyklus – přibližně jedenáctiletý základní cyklus v životě Slunce. Během něho se periodicky mění počet slunečních skvrn i samotný sluneční výkon. Poprvé o něm pro nás napsal Heinrich Schwabe v roce 1843, i když objeven byl už v 70. letech 18. století Christianem Horrebowem, jehož práce ale bohužel zapadla. Švýcarský astronom Rudolf Wolf (1816–1893) dopočetl sluneční aktivitu zpětně až do poloviny 17. století a cyklus z let 1755 až 1766 označil jako první. V roce 2010 Slunce podle tohoto značení zahájilo 24. cyklus činnosti. nebylo možné oddělit oblasti pomalého a rychlého slunečního větru. V tomto období dochází k přepólování slunečního magnetického pole, které má neuspořádaný charakter (někdy se hovoří o tomto poli jako o vlasaté kouli). Sonda Odyseus také byla první sondou, které se v roce 1995 podařilo prolétnout hranicí mezi rychlým a pomalým slunečním větrem. Hranice byla velmi ostrá a měřila několik milionů kilometrů.

Odyseus

Rychlost slunečního větru z měření sondy OdyseusUlysses – Odyseus, sonda určená pro sledování heliosféry Slunce z vysokých slunečních šířek. Hlavním cílem byl výzkum Slunce a jeho vlivu na meziplanetární prostor. Sonda měla dráhu navrženou tak, že jižní pól Slunce prozkoumala v roce 1994, ke Slunci se opět vrátila v roce 1995, kdy se přiblížila k severnímu pólu. Do stejných oblastí se vrátila v letech 2000 a 2001 při svém druhém oběhu. V té době bylo Slunce v blízkosti maxima aktivity. Při posledním třetím návratu v roce 2007 a 2008 byla mise ukončena, sonda ztratila orientaci. je vyznačena červenou a modrou křivkou. Na spodní části obrázku je znázorněna sluneční aktivita v období let 1992 až 2003. Na levém grafu je patrná výrazně nižší rychlost slunečního větru v rovníkové oblasti. Zdroj: McComas et al., Geophys. Res. Lett., 2003.

STEREO

Významný je také projekt 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., ve kterém dvojice shodných sond pořizuje třírozměrný obraz sluneční koróny. Sondy startovaly v roce 2006. Na snímku je jeden z prvních obrazů Slunce pořízený v extrémním ultrafialovém oboru.

Geneze slunečního větru v přímém přenosu

K pochopení vzniku slunečního větru přispěla významnou měrou sonda HinodeHinode – japonská sonda kosmické agentury JAXA z roku 2006 určená k výzkumu Slunce. Její původní název byl SOLAR-B. Hlavním cílem je výzkum magnetického pole Slunce, jeho vznik a souvislost s generováním slunečního větru a výzkum ohřevu koróny., kterou vypustila japonská kosmická agentura JAXAJAXA – Japan Aerospace eXploration Agency, japonská kosmická agentura, která vznikla v roce 2003 sloučením tří institucí: ISAS (Institute of Space and Astronautical Science), NAL (the National Aerospace Laboratory of Japan)a NASDA (National Space Development Agency of Japan). Ke svým letům agentura využívá kosmodrom USC (Uchinoura Space Center). V současnosti používá JAXA nosnou raketu H-IIA. JAXA využívá Tanegašimské kosmické středisko (na ostrově Tanegašima, 115 km jižně od ostrova Kjúšú). v roce 2006. Sonda se původně jmenovala Solar-B a po úspěšném startu byla přejmenována na Hinode (Východ Slunce). V roce 2007 se podařil sondě Hinode neuvěřitelný kousek. Sonda přímo nafotografovala vznik slunečního větru na okraji aktivních oblastí, kde se mění charakter magnetického pole a částice plazmatu opouštějí sluneční povrch směrem do meziplanetárního prostoru. V animaci na následujícím snímku vidíte kompozici z rentgenových obrazů aktivní oblasti z 20. února 2007, která pokrývá pozorovací období 12 hodin. Na hranicích aktivní oblasti (zejména na té vzdálenější) jsou jasně vidět proudy látky unikající podél magnetických silokřivek ven ze Slunce. Oblast byla v rovníkové části Slunce a poprvé v historii zde byl přímo zaznamenán vznik tzv. pomalého slunečního větru, který zasahuje i Zemi a ostatní planety sluneční soustavy.

Geneze slunečního větru. Hinode, 2007 (avi, 10 MB)

VIDEO: Záběry geneze slunečního větru ze sondy HinodeHinode – japonská sonda kosmické agentury JAXA z roku 2006 určená k výzkumu Slunce. Její původní název byl SOLAR-B. Hlavním cílem je výzkum magnetického pole Slunce, jeho vznik a souvislost s generováním slunečního větru a výzkum ohřevu koróny. z 20. 2. 2007. V místě označeném šipkou uniká sluneční vítr. Zdroj: Hinode (avi, 10 MB).

Simulace geneze slunečního větru (avi, 9 MB)

VIDEO – SIMULACE: Počítačová simulace atmosféry Slunce. Červené linie jsou silokřivky magnetického pole. Jejich vlání způsobují Alfvénovy vlny (magnetozvukové vlnyMagnetozvuková vlna – obdoba zvukové vlny šířící se v ionizovaném prostředí za přítomnosti magnetického pole. Vlna se šíří anizotropně, a to ve třech vlnoplochách (rychlé, pomalé a Alfvénově). Dochází k přelévání energie mezi kinetickou energií částic, tlakovou energií látky a energií magnetického pole. Nejznámější magnetozvukovou vlnou je Alfvénova vlna, ve které se magnetické silokřivky rozvlní napříč směru šíření. Vlna se šíří Alfvénovou rychlostí B/(μρ)1/2.) šířící se vzhůru ze slunečního povrchu. Podél otevřených silokřivek unikají nabité částice slunečního větru. Zeleně je znázorněna fotosféra. Obdobnou situaci skutečně pozorovala sonda Hinode. Zdroj: Institute for Theoretical Astrophysics, University of Oslo (avi, 9 MB).

Pozorování geneze slunečního větru (avi, 9 MB)

VIDEO – SKUTEČNOST: Skutečné pozorování oblasti v okolí jižního pólu sondou Hinode. Animace je složena ze záběrů dalekohledu Solar Optical Telescope z 19. března 2007. Zobrazená oblast je třikrát větší než naše Země. Žhavé plazma uniká vzhůru podél silokřivek magnetického pole. Jejich příčné vlání je způsobeno Alfvénovými magnetozvukovými vlnamiMagnetozvuková vlna – obdoba zvukové vlny šířící se v ionizovaném prostředí za přítomnosti magnetického pole. Vlna se šíří anizotropně, a to ve třech vlnoplochách (rychlé, pomalé a Alfvénově). Dochází k přelévání energie mezi kinetickou energií částic, tlakovou energií látky a energií magnetického pole. Nejznámější magnetozvukovou vlnou je Alfvénova vlna, ve které se magnetické silokřivky rozvlní napříč směru šíření. Vlna se šíří Alfvénovou rychlostí B/(μρ)1/2.. Video je stonásobně zrychlené oproti skutečnosti. Zdroj: LMSAL, NASA, JAXA, NAOJ (avi, 9 MB).

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage