Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 44 (vyšlo 20. listopadu, ročník 7 (2009)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Heliosféra je pruhovaná

Ivan Havlíček

Sluneční soustava je součástí Galaxie. Nachází se v části, která tvoří galaktický disk. Tato část galaktického systému je nejhustší a také nejbohatší na hvězdné systémy a s nimi související mezihvězdnou látku. Sluneční soustava se tímto prostředím pohybuje rychlostí kolem 250 km/s. Slunce svítí a z jeho povrchu do prostoru neustále odchází proud záření a částic, který je souhrnně označován jako sluneční vítrSluneční 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.. Sluneční vítr je závislý na sluneční aktivitě, jeho intenzita a prostorové rozložení kolísají nejen v průběhu slunečního cykluSluneční 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., ale také v závislosti na povrchových jevech a sluneční rotaci. Výsledkem je poměrně stabilní, ale proměnlivá heliosféra, což je oblast, v níž převládá oproti okolnímu mezihvězdnému prostředí magnetický vliv naší centrální hvězdy.

Heliosféra – 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.

Terminační 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.

Heliopauza – hranice heliosféry. Jde o oblast, ve které končí vliv magnetického pole našeho Slunce. Za heliopauzou se nachází mezihvězdné prostředí.

Uvnitř 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. můžeme pozorovat interakce slunečního větru s magnetosféramiMagnetosféra – 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. planet a blízkým meziplanetárním prostředím. Víceméně na základě zde napozorovaných jevů je postupně vytvářen model celé heliosféry, která by mohla mít s magnetosférami planetárními mnoho společného. Mělo by snad jít jen o posun na měřítkové škále, tedy od vzdáleností meziplanetárních ke vzdálenostem mezihvězdným. Problémem však zůstává rozlehlost této struktury a tedy i obtíže spojené s jejím mapováním. Navíc není známo téměř nic o proměnlivosti okolního mezihvězdného prostředí, bezprostředně nás obklopujícího, mimo heliosféru na měřítkových škálách odpovídajících této velikosti. Pokud se totiž obdobně mění i okolní mezihvězdné prostředí, nutně se tato proměnlivost projevuje také při interakci s heliosférou. Heliosféra by měla být slupkovitá struktura, v jejímž centru je 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.. Ve vzdálenostech až stonásobných oproti měřítku oběžné dráhy 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. 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. heliosféra prolíná do mezihvězdného prostředí. Prvním znatelným rozhraním, měřeno od Slunce, je terminační vlnaTerminační 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.. Zde klesá 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. na podzvukovou, jsme ve vzdálenosti 90÷95 AU. Dalším znatelným rozhraním je rázová vlna nazývaná heliopauzaHeliopauza – hranice heliosféry. Jde o oblast, ve které končí vliv magnetického pole našeho Slunce. Za heliopauzou se nachází mezihvězdné prostředí.. Zde končí vliv slunečního větru. Heliopauza je odhadována ve vzdálenosti kolem 150 AU. Jako poslední předpokládaná slupka je rázová vlna sluneční magnetosféry, která je ve vzdálenosti nejméně 200 AU. Zde se magnetosféra Slunce napojuje na magnetické pole okolních složek Galaxie. Z výše uvedených slupek by však měla být jen terminační vlna zhruba sférickou strukturou. Heliopauza a rázová vlna sluneční magnetosféry jsou výrazně ovlivněny pohybem sluneční soustavy galaktickým prostředím a předpokládáme, že jsou protažené podél směru, kterým letí celá soustava galaktickým prostředím. Ve výše uvedených vzdálenostech však stále ještě nekončí gravitační vliv Slunce. Nejrozsáhlejší struktura, která je gravitačně spojena se sluneční soustavou, je Oortův kometární oblakOortův oblak – také Oortovo-Öpikovo mračno. Jedná se o jakousi zásobárnu kometárních jader, která se nachází ve vzdálenosti zhruba 20 000÷100 000 AU od Slunce. Obsahuje velké množství nepravidelných těles s drahami o sklonech v rozmezí 0°÷90°. Jedná se většinou o slepence zmrzlých plynů, vodního ledu a úlomků hornin, které se dostávají do blízkosti Slunce vlivem gravitačních poruch. Jejich počet se odhaduje na jeden bilión při celkové hmotnosti do 10 MZ.. Jeho rozlehlost se odhaduje na oblast o průměru 100 000 AU. Sluneční soustava je tedy velmi komplikovanou strukturou a je dobré vždy vědět, v jakém prostorovém měřítku se pohybujeme.

Heliosféra Slunce

Heliosféra Slunce s vyznačením slupkové struktury jednotlivých rázových rozhraní.
Zdroj: Mladá fronta / Ivan Havlíček.

Měřítková škála

Měřítková škála sluneční soustavy ve směru pohybu Slunce galaktickým prostředím.
Vzdálenosti jsou nakresleny v logaritmické škále. Zdroj: NASA.

Struktura prostředí

Struktura prostředí ve směru pohybu sluneční soustavy mezihvězdným prostorem. Přímá měření máme prozatím jen z průletu terminační vlnou ze sond 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 do vesmíru. 1 a 2. Voyager 1 této hranice dosáhl 16. 12. 2004 ve vzdálenosti 94 AU, Voyager 2 o tři roky později 30. 8. 2007, tedy třicet let po svém startu, ve vzdálenosti 83,4 AU. Podrobnosti naleznete na stránkách mise Voyager. Zdroj: NASA.

Dne 19. října roku 2008 byl úspěšně vypuštěn z atolu Kwajalein satelit 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. pojmenovaný IBEX (Interstellar Boundary EXplorer mission). Jde o satelit na protáhlé eliptické dráze kolem Země, který je primárně určený pro výzkum interakce mezi slunečním větrem a mezihvězdnou látkou. IBEX zaznamenává v celooblohové projekci rozložení horkých neutrálních atomů – ENA (Energetic Neutral Atom). Cílem mise mají být odpovědi na následující otázky:

  1. Jaká je tloušťka a struktura terminační vlnyTerminační 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.?
  2. Jak dochází k urychlování vysoce energetických protonůProton – 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. na terminační vlně?
  3. Jaké vlastnosti má látka za terminační vlnou, která pak proudí dál do chvostu sluneční magnetosféry?
  4. Jak mezihvězdná látka interaguje s heliosférouHeliosféra – 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. v prostoru za heliopauzouHeliopauza – hranice heliosféry. Jde o oblast, ve které končí vliv magnetického pole našeho Slunce. Za heliopauzou se nachází mezihvězdné prostředí.?

Odpovědi na výše uvedené otázky lze vyčíst přímo ze spektrální analýzy a prostorového zobrazení horkých neutrálních atomů a iontů, které se satelitu podaří zaznamenat.

ENA

Spektrum energií částic a horkých atomů přicházejících z terminační vlnyTerminační 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. je přímou odezvou na sluneční vítrSluneční 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.. Nositelé energie nad 1 keV přicházejí z oblasti čela rázové vlny. Z naměřených energií a prostorového rozložení by měl být čitelný charakter prostředí, odkud částice a atomy přicházejí. Na grafu jsou znázorněny dva modely pro silnou (černá linie) a slabou (zelená linie) terminační vlnu (TS), které byly očekávány při přípravě mise. Třetí modrá linie zobrazuje horké atomy, které nepocházejí z terminační vlny a které tak lze přímo odlišit. Satelit je vybaven dvěma detektory pro nízké (IBEX Lo) a vysoké (IBEX Hi) energie, jejichž pásma se překrývají v pruhu kolem klíčové oblasti zobrazující energie na čele terminační vlny. Zdroj: IBEX.

V říjnu tohoto roku byly publikovány první souborné výsledky mise. Dosud byla z oblasti terminační vlnyTerminační 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. známa jen velmi útržkovitá měření. Sondy 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 do vesmíru. sice terminační vlnou prolétly, jejich měření jsou velmi přesná, ale tyto sondy dokázaly změřit jen charakteristiku prostředí, kterým přímo prolétaly. Šlo spíše o něco jako „odebírání vzorků“ než o mapování rozsáhlé oblasti. Sonda UlyssesUlysses – 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. objevila horké 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. a ionty přicházející z čela 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. již v roce 1999, nebyla však vybavena přístroji, které by umožnily jejich podrobnější a přesnější studium. Výsledky mise IBEX jsou oproti dosavadním poznatkům velmi překvapivé. Rozložení horkých atomů přicházejících z terminační vlny bylo sice očekáváno v proměnlivých koncentracích, ale někde kolem desítek procent a ve velkých prostorových úhlech. Měření prokázala velké množství malých oblastí, v nichž se mění množství záznamů až v několika stovkách procent. Navíc oblasti, z nichž vysoce energetické částice a atomy přicházejí, nejsou vůbec rozloženy na obloze rovnoměrně, jak by se zdálo z předchozích modelů zahrnujících jen velikost a pohyb heliosféry mezihvězdnou látkou. Horké oblasti vytvářejí na hranici heliosféry výrazné skvrny, které je možno propojit do pásu táhnoucího se oblohou. V čele rázové vlny jsou atomy různých prvků (vodík, helium, kyslík apod.) rozloženy nerovnoměrně a jsou-li zobrazeny mapy jejich koncentrací, nekryjí se jednotlivé obrazce. Znamená to, že oblaka mezihvězdné látky nejsou až tak homogenní, jak bychom na škále rozměrů heliosféry očekávali. Možná zde navíc působí ještě jiné dosud nepopsané mechanizmy, které tuto nehomogenitu podporují. Jako výchozí vysvětlení se prozatím jeví ovlivnění hranice heliosféry mezihvězdným magnetickým polem, které v sobě má struktury o velikosti srovnatelné s rozměry heliosféry.

Prozatím je sonda IBEX v provozu jen velmi krátce. Plán mise přepokládá aktualizaci naměřených dat a publikaci výsledků každého půl roku. Bude velmi užitečné, pokud to životnost satelitu umožní, získat měření z co možná nejdelšího období, v ideálním případě překrývajícího délku jednoho slunečního cyklu. Prozatím předpokládáme, a dosavadní poznatky například z mise UlyssesUlysses – 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. to potvrzují, že 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. je pulzující strukturou, která se v průběhu slunečního cyklu výrazně mění. Satelit IBEX by mohl zjistit jak.

ENA

Celooblohové rozložení energií horkých atomů přicházejících z terminační vlny.
Zdroj: IBEX.

Mezihvězdné prvky H, He, O

První pozorování prostorového rozložení mezihvězdného vodíkuVodík – Hydrogenium, je nejlehčí a nejjednodušší plynný chemický prvek, tvořící převážnou část hmoty ve vesmíru. Má široké praktické využití jako zdroj energie, redukční činidlo při chemické syntéze a v metalurgii nebo jako náplň balonů a vzducholodí. Vodík objevil roku 1766 Henry Cavendish., heliaHelium – plynný chemický prvek, patřící mezi vzácné plyny a tvořící druhou nejvíce zastoupenou složku vesmírné hmoty. Bezbarvý plyn, bez chuti a zápachu, chemicky zcela inertní. Francouzský astronom Pierre Janssen objevil helium ze spektrální analýzy sluneční korony. V roce 1895 se britskému chemikovi Williamu Ramsayovi podařilo izolovat plynné helium na Zemi. Je pojmenované po starořeckém bohu Slunce, Héliovi.kyslíkuKyslík – Oxygenium, plynný chemický prvek, tvoří druhou hlavní složku zemské atmosféry. Je biogenním prvkem a jeho přítomnost je nezbytná pro existenci většiny živých organizmů na naší planetě. V atmosféře tvoří plynný kyslík 21 objemových %. Kromě obvyklých dvouatomových molekul O2 se kyslík vyskytuje i ve formě tříatomové molekuly jako ozon O3. Produkty hoření se nazývají oxidy, dříve kysličníky. Kyslík je třetím nejhojnějším prvkem ve vesmíru.
na hranici heliosféry. Zdroj: IBEX.

IBEX

Tvar hranice heliosféry na prostorovém modelu podle měření sondy IBEX. Směr pohybu heliosféry je vyznačen červenou šipkou. Bílé tečky vyznačují průnik trajektorií sond  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 do vesmíru. 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.. Vykresleno je také obtékání heliosféry silokřivkami mezihvězdného magnetického pole. Zdroj: NASA/IBEX.

Klip týdne: Struktura hranice heliosféry

IBEX (avi/xvid, 22 MB)

Struktura hranice heliosféry. Satelit IBEX (The Interstellar Boundary Explorer) je specializovanou observatoří NASA pro studium heliosféry. Pracuje od roku 2008 a pomocí dvou detektorů měřících energii přicházejících horkých iontů a atomů mapuje rozhraní mezi heliosférou a okolní mezihvězdnou látkou. Na videu je zobrazena nejprve poloha sondy na dráze kolem Země ve sluneční soustavě a následně v celooblohové projekci výsledky jejího měření. Na mapě oblohy jsou oblasti, z nichž přicházejí vysokoenergetické atomy a ionty vyznačeny barevně dle jejich energií. Červená odpovídá vysoké energii, fialová nejnižší. Zřetelný je pruh vysokých energií táhnoucí se celou oblohou ve směru pohybu sluneční soustavy. Navíc jsou zde také vyznačeny směry, kudy odlétly sondy Voyager. Zdroj IBEX. (avi/xvid, 22 MB)

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage