Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 14 (vyšlo 8. dubna, ročník 9 (2011)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Gama záblesky a rentgenové záření při bouřkách

Petr Kulhánek

Bouřky jsou na Zemi velmi častým jevem. Na celý povrch Země udeří v průměru padesát až sto blesků za sekundu. Nejčastější frekvence bouří byla naměřena na jedné náhorní planině v jihoamerickém Peru, v nadmořské výšce 2 500 metrů. Na jednu lokalitu se zde vyskytuje 50 až 120 bouřek za rok. Jejich průměrná délka je 45 minut a frekvence blesků 15 až 20 za minutu. Bouřky se objevují náhle, zejména odpoledne a večer. Planina je relativně hodně osídlená a domorodci popisují, že těsně před bouřkou slyší bzučení, vstávají jim vlasy a uši dobytka jiskří. V této oblasti je zasažení dobytka bleskem častým jevem, nezřídka je zasažen i člověk. Celosvětově je ale počet úmrtí člověka z důvodu zasažení bleskem velmi malý vzhledem k ostatním příčinám násilné smrti.

Cumulonimbus

Cumulonimbus (bouřkový oblak). Horní část je rozšířená, takže se podobá kovadlině nebo květáku, dolní část vytváří cosi jako stonek. Ve svislém směru probíhá intenzivní proudění vedoucí na značné turbulence. V bouřkových mracích dochází k separaci náboje. Jednou z možností jsou srážky drobných ledových krystalků s ledovými krupkami, při kterých přeskočí z krystalku na kroupu jeden nebo více elektronů. Lehké, kladně nabité krystalky stoupají vzhůru, zatímco záporně nabité kroupy a vodní kapky klesají směrem dolů. Výsledkem je polarizovaný oblak, jehož horní část (kovadlina) má kladný náboj a dolní část záporný náboj. Meteorologové navrhli i další mechanizmy, které mohou vést k polarizaci bouřkového oblaku. Zdroj: Carl Gladish, Courant Institute of Mathematical Scineces.

COMPTON – Compton Gamma Ray Observatory (CGRO), první obří družice NASA určená pro výzkum gama záření, hmotnost měla 17 tun a na oběžnou dráhu ji vynesl raketoplán Atlantis 5. 4. 1991. Mise byla ukončena 4. 6. 2000 navedením družice do zemské atmosféry, kde shořela. Přesnost určení polohy zdroje gama záření činila několik stupňů. Družice byla pojmenována po americkém fyzikovi Arthuru Comptonovi, nositeli Nobelovy ceny za fyziku, a to za výzkum rozptylu vysoce energetických fotonů na elektronech. Právě tento mechanizmus sloužil k detekci gama záření na všech čtyřech přístrojích družice.

RHESSI – Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager, malá družice NASA vypuštěná 5. 2. 1992. Jejím hlavním cílem je výzkum uvolňování energetických částic při náhlých slunečních vzplanutích. Pohybuje se na kruhové dráze kolem Země ve výšce 600 km. Pojmenována je podle Reuvena Ramatyho (1937–2001), který je průkopníkem sluneční fyziky, gama astronomie a výzkumu kosmického záření. Ramaty se narodil v Rumunsku, většinu života ale pracoval v USA v NASA.

Kosmické 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.

Vznik blesku není dodnes zcela pochopenou záležitostí. Typické pole v mraku (meteorologové důsledně používají slovo oblak) nemá hodnotu průrazného napětí. Mezi horní a dolní vrstvou mraku může být napětí ve stovkách milionů voltů. Průrazné napětí v mraku se odhaduje na tři miliony voltů na metr, což elektrické pole v rozlehlém bouřkovém mraku nedosahuje. Při vzniku blesku se proto uplatňují i další faktory, za nejvýznamnější je považováno 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., které atakuje atmosféru a při těchto srážkách vznikají elektrony s vysokými energiemi, které pravděpodobně hrají při vzniku blesku klíčovou roli.

Běžný elektronElektron – 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. je elektrickým polem mraku urychlován, ale srážky s ostatními elektrony a atomy atmosféry ho zase brzdí. Při určité rychlosti se ustaví rovnováha mezi urychlováním elektronu a jeho brzděním a elektron již vyšší rychlost nezíská. Pokud má ale elektron hned na počátku vysokou rychlost (takový elektron může vzniknout jen při srážce kosmického 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. s atmosférou), stává se pro něho atmosféra téměř průhlednou a účinný průřez srážek s atmosférouAtmosféra – plynný obal vesmírného tělesa, který si těleso drží vlastní gravitací. Atmosféru mají především planety. Málo hmotné atomy z atmosféry relativně snadno unikají do meziplanetárního prostoru. je minimální. Takový elektron je neustále urychlován elektrickým polem, protože jeho srážky s okolím jsou téměř zanedbatelné. Hovoříme o tzv. ubíhajících elektronech, které mohou získat relativistickou rychlost a značnou energii. Právě tyto elektrony mohou být zodpovědné za počáteční formování některých blesků, jak navrhnul ruský fyzik Alexandr Gurevič (1930) v roce 1992 [2]. Ubíhající elektrony sníží průrazné napětí ze tří milionů voltů na metr na pouhých 280 tisíc voltů na metr.

Ubíhající řešení

Síly působící na elektron v bouřkovém oblaku. Modře je znázorněna síla způsobená elektrickým polem, červeně srážkami s okolním prostředím. V oblasti I je elektron urychlován (převládá síla způsobená elektrickým polem) až na rovnovážnou rychlost v1, při které se obě působící síly vyrovnají. V oblasti II je elektron brzděn (převládá síla způsobená srážkami) až na rovnovážnou rychlost v1. V oblasti III dochází k urychlování elektronu „nade všechny meze“. Jde o tzv. oblast vzniku ubíhajících elektronů. Elektron musí mít vysokou počáteční rychlost. Zdroj [3].

Gama záblesky

Od 90. let 20. století jsou v bouřkově aktivních oblastech pozorovány krátké gama záblesky, a to jak z oběžné dráhy, tak z pozemských měřících stanic. Záblesky míří většinou z bouřkových oblastí (z výšky 15 až 21 km) směrem vzhůru. Jako první je detekovala v roce 1994 družice CGROCOMPTON – Compton Gamma Ray Observatory (CGRO), první obří družice NASA určená pro výzkum gama záření, hmotnost měla 17 tun a na oběžnou dráhu ji vynesl raketoplán Atlantis 5. 4. 1991. Mise byla ukončena 4. 6. 2000 navedením družice do zemské atmosféry, kde shořela. Přesnost určení polohy zdroje gama záření činila několik stupňů. Družice byla pojmenována po americkém fyzikovi Arthuru Comptonovi, nositeli Nobelovy ceny za fyziku, a to za výzkum rozptylu vysoce energetických fotonů na elektronech. Právě tento mechanizmus sloužil k detekci gama záření na všech čtyřech přístrojích družice., která jich za deset let své existence zachytila 77. Družicová observatoř RHESSIRHESSI – Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager, malá družice NASA vypuštěná 5. 2. 1992. Jejím hlavním cílem je výzkum uvolňování energetických částic při náhlých slunečních vzplanutích. Pohybuje se na kruhové dráze kolem Země ve výšce 600 km. Pojmenována je podle Reuvena Ramatyho (1937–2001), který je průkopníkem sluneční fyziky, gama astronomie a výzkumu kosmického záření. Ramaty se narodil v Rumunsku, většinu života ale pracoval v USA v NASA. je úspěšnější, z jejích pozorování se zdá, že jich je generováno na celé Zemi přibližně 50 denně. Oproti gama zábleskům přicházejících z vesmíru jsou atmosférické gama záblesky velmi krátké, většinou trvají kolem jedné milisekundy. Označujeme je zkratkou TGF (Terrestrial Gamma-ray Flashes). Jejich existence byla pro fyziky velkým překvapením. Energie těchto gama fotonů občas překročí i hodnotu 20 MeVElektronvolt – 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.. Za gama obor považujeme elektromagnetické vlnění s vlnovými délkami kratšími než setina nanometru, tj. 10–11 m. Frekvence tohoto záření je vyšší než 3×1019 Hz. Nejčastěji se záření charakterizuje energií fotonů, která je pro gama záření vyšší než 0,1 MeV.

CGRO

Rentgenová observatoř Compton (1991–2000). Na snímku je v dolní části patrné
robotické rameno raketoplánu.  Zdroj: NASA.

Jak mohou fotonyFoton – polní částice elektromagnetické interakce, kvantum energie elektromagnetického záření. Má nulovou klidovou hmotnost a nemá elektrický náboj. Jeho energie a hybnost jsou přímo úměrné frekvenci záření (E = ħω, p = E/c). Stav fotonu zahrnuje také polarizaci, protože jde o příčné vlnění. s tak vysokou energií při bouřce vznikat? S největší pravděpodobností je produkují ubíhající 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. urychlené na relativistické rychlosti. Rychlé elektrony vzniklé interakcí kosmického 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.atmosférouAtmosféra – plynný obal vesmírného tělesa, který si těleso drží vlastní gravitací. Atmosféru mají především planety. Málo hmotné atomy z atmosféry relativně snadno unikají do meziplanetárního prostoru. mohou interagovat i s polem atypických blesků, například modrých výtrysků (viz AB 39/2007), a vytvořit lavinu relativistických ubíhajících elektronů mířících směrem vzhůru, která poté vyšle gama záblesk.

Na dalším urychlování ubíhajících elektronů se mohou podílet i hvizdyHvizdy – nízkofrekvenční elektromagnetické vlny (300 Hz až 30 kHz) šířící se podél magnetických silokřivek. Charakteristické je krátkodobé trvání s postupně klesající frekvencí vlny. Jde o modifikaci R vln. Poprvé byly pozorovány v kanálech blesků na Zemi Barkhausenem v roce 1919., nízkofrekvenční elektromagnetické vlny vznikající jako doprovodné jevy blesků. Hvizdy se pohybují podél silokřivek magnetického pole 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., rovina jejich elektrického pole se otáčí ve stejném směru, v jakém se elektrony po šroubovicích v magnetickém poli pohybují. Elektrické pole vlny proto může přispět k dalšímu urychlení elektronů až na jejich relativistickou rychlost. Takové elektrony potom také vyzáří gama záblesk. Navrhovaných mechanizmů je celá řada a pochopení vzniku gama záblesků při bouřkové činnosti se teprve začíná rýsovat v hrubých obrysech.

Rentgenové záření

Při vzniku blesku se nejprve objevuje předvýboj. Míří od mraku k Zemi a narůstá po charakteristických skocích. Nakonec se propojí s kratším vodivým kanálem mířícím od země k mraku. Vzniklým vedoucím kanálem poté projde základní výboj od mraku k zemi. Následuje zpětný výboj (od Zemi k mraku), který vodivý kanál zahřeje až na teplotu 30 000 K. Vytvořeným kanálem pak projde zpravidla několik výbojů (k zemi + zpětný úder k mraku). Jednu milisekundu před prvním zpětným úderem blesku vzniká zatím z neznámých příčin intenzivní rentgenový záblesk. Poprvé ho pozorovali Michael McCarthy a George Parks z Washingtonské univerzity již v roce 1984. Pravděpodobně nějak souvisí se skoky při vytváření vedoucího kanálu (ten se od mraku k zemi prodlužuje v charakteristických skocích). Záblesk trvá až minutu a má energii kolem 50 keV. Při bouřkách vzniká i slabý rentgenový šum [1]. V tomto případě nejde o záblesky, ale o signál trvající několik desítek minut. Objeven byl při brazilském experimentu GGR (Ground Gamma Radiation) v roce 2005. Jedná se o scintilační detektor, který zaznamenává fotony v rozsahu energií 60 keV až 2,12 MeV, tedy jak rentgenové tak měkké gama záření. Detektor je umístěn v oblasti Cachoeira Paulista 3 metry nad zemí na okraji deštného pralesa. V blízkosti jsou i dvě odpalovací rampy, ze kterých lze uměle za pomoci raket vyvolat blesky. Rentgenové záření se ale pravidelně objevuje i za přirozené bouřky. Při vzniku ubíhajících elektronů směrem vzhůru by také měly vzniknout urychlené 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. mířící směrem k zemi. Při srážkách těchto protonů s uhlíkemUhlík – Carboneum, chemický prvek, tvořící základní stavební kámen všech organismů. Sloučeniny uhlíku jsou jedním ze základů světové energetiky, kde především fosilní paliva jako zemní plyn a uhlí slouží jako energetický zdroj pro výrobu elektřiny a vytápění, produkty zpracování ropy jsou nezbytné pro pohon spalovacích motorů a silniční dopravu. Výrobky chemického průmyslu na bázi uhlíku jsou součástí našeho každodenního života ať jde o plastické hmoty, umělá vlákna, nátěrové hmoty, léčiva a mnoho dalších., dusíkemDusík – Nitrogenium, plynný chemický prvek tvořící hlavní složku zemské atmosféry. Patří mezi biogenní prvky, které jsou základními stavebními kameny živé hmoty. Tento plyn popsal jako první Němec Carl Wilhelm Scheele v roce 1777. Poté co bylo zjištěno, že je kyselina dusičná odvozena od dusíku, pro něj Chaptal navrhl název nitrogéne, což znamená ledkotvorný, který se udržel v latinském označení nitrogenium., kyslíkemKyslík – 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.argonemArgon – prvek patřící mezi vzácné plyny, které tvoří necelé 1 % zemské atmosféry. Jde o nereaktivní bezbarvý plyn bez chuti a zápachu. Objev argonu je oficiálně připisován lordu Rayleighovi a Williamu Ramsayovi, kteří ho detekovali roku 1894. Jako inertní atmosféra se využívá v metalurgii, při balení potravin, v plazmových technologiích i ve výbojkách. vznikají v atmosféřeAtmosféra – plynný obal vesmírného tělesa, který si těleso drží vlastní gravitací. Atmosféru mají především planety. Málo hmotné atomy z atmosféry relativně snadno unikají do meziplanetárního prostoru. v malém množství radioaktivní nuklidyNuklid – druh atomového jádra, určený počtem protonů a neutronů. Významem odpovídá izotopu chemického prvku. 11C, 13N, 16F, 39Cl a 38Cl s poločasem rozpadu mezi 10 až 100 minutami, což dobře koresponduje s dobou, po kterou je měřeno rentgenové záření. Při experimentech byla detekována čára odpovídající energii 1,24 MeV. Ta přísluší rozpadu radioaktivního chlóru 39Cl, který vzniká při srážce protonu s argonem. Zdá se tedy vysoce pravděpodobné, že zdrojem rentgenového signálu při bouřce jsou radioaktivní nuklidy vznikající při srážkách urychlených protonů s běžnými atomy atmosféry. Z části může jít i o projevy radonuRadon – Radonum, nejtěžší prvek ve skupině vzácných plynů, je radioaktivní a nemá žádný stabilní izotop. Byl objeven roku 1900 Friedrichem Ernstem Dornem. V geologii slouží studium obsahu izotopů radonu v podzemních vodách k určení jejich původu a stáří. Radon se využívá i v medicíně jako zářič s krátkým poločasem rozpadu., který se za bouřky dostává do ovzduší.

Animace týdne: Vznik blesku

Vznik blesku

Vznik blesku. Pokud se mrak pohybuje krajinou, jeho spodní (záporná část) odpuzuje v zemi elektrony a přitahuje kladné náboje. Výsledkem je, že pod mrakem má zemský povrch kladný náboj a tato kladně nabitá skvrna sleduje pohyb mraku. Ze spodní strany mraku se směrem k zemi vytvářejí skokovitě kanálky záporného náboje, jakási chapadla ne nepodobná chapadlům chobotnice. Pokud je na zemi vyvýšená vodivá oblast (strom, komín nebo jen železná tyč), objeví se směrem vzhůru obdobné, ale kratší kanálky (předvýboje) s převládajícím kladným nábojem. Dojde-li k propojení, vytvoří se vodivý kanál vedoucího výboje a část záporného náboje ze spodní části mraku rychle proteče směrem k zemi. V zápětí se objeví zpětný výboj, který přenese kladný náboj ze země k mraku. Právě tento zpětný výboj ohřeje vodivý kanál na teplotu až 30 000 K, což je pětkrát vyšší teplota než na povrchu Slunce, a my uvidíme zářící kanál blesku. Ohřáté plazma má až pětinásobně vyšší tlak než okolí a rychle expanduje. Vytvoří se nadzvuková rázová tlaková vlna, kterou slyšíme jako hrom. Základní mechanizmus vzniku blesku objasnil jako první německo-americký fyzik Heinz Kasemir (1930–2007) v roce 1950. V malém množství případů mají blesky opačnou polaritu, než je zde popsáno, a vycházejí z horní, kladné části mraku. Stejným kanálem může výboj proběhnout opakovaně (tam i zpět, tj. záporný výboj k zemi a poté kladný zpětný výboj k mraku). Zpravidla se tak děje dvakrát nebo třikrát, ale jsou i blesky, kdy počet opakovaných výbojů překročil dvě desítky. Jeden výboj trvá příliš krátce na to, aby lidské oko postřehlo jeho strukturu, může jít typicky o několik milisekund. Doba mezi opakovanými záblesky je 30 až 50 milisekund. Lidskému oku se proto zdá, že se bleskový kanál jakoby mihotá. Plazma se vytváří znovu a znovu a jeho vznik se střídá s temnými mezipauzami. Zdroj: Wikipedia. (gif, 580 kB)

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage