Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 30 (vyšlo 31. srpna, ročník 16 (2018)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

MAVEN – jak je to s polárními zářemi na Marsu?

Vítězslav Kříha

To se tak občas stane, že se termín nezvolí úplně nejšťastněji. Třeba takový atomAtom – základní strukturní jednotka hmoty, jádro je složeno z neutronů a protonů, obaly z elektronů. Rozměry atomu jsou 10−10 m, rozměry jádra 10−14 m, hustota atomu je 1011 g·cm−3, hustota jádra 1014 g·cm−3.. Všichni víceméně chápeme, co to je, až na lidové mysliteleLidoví myslitelé – takové podivné bytosti, které nám občas píší ještě podivnější dopisy, ve kterých se úvahy při často zcela elementárních neznalostech ubírají zcela nejpodivnějšími směry. Jejich dopisy se standardně ukládají do druhého šuplíku vlevo a není moudré na ně odpovídat, neboť nežijeme věčně a svůj čas bychom měli věnovat lidem, které můžeme něco naučit, od kterých se můžeme něco naučit a se kterými se při tom cítíme dobře. Občas to pochopitelně setrvačností danou naším posláním vzdělávat učiníme a pokaždé toho hořce litujeme., a nemusíme být přehnaně zběhlí v řečtině, abychom pochopili původní význam tohoto slova. Záporku a-, případně an-, známe ze spousty oblíbených slovíček (asociál, analfabet, ateista), význam zbytku slůvka snadno dovodíme z všeobecně známých termínů, jako je tomografie (kde se můžeme podívat na řezy) či anatomie (kde se také řeže). Ano, atom označuje něco, co už je dál neřezatelné (nedělitelné). Není to tak úplně pravda, ale už jsme si na tento termín zvykli. A polární záře? Tak ta se vůbec nemusí tvořit převážně v polárních oblastech a být viditelná v optickém spektru. Pomoci si slůvkem aurora nikterak nepomůže, neboť toto slůvko značí úsvit či rozbřesk a aurora si může zářit po půlce planety, a to dokonce právě v poledne a na rovníku a nejsilněji v nadhlavníku namísto toho, aby imitovala svítání. Upustím tedy od tvorby novotvarů typu aurorální jevy a budu nadále používat termín zažitý, termín polární záře, bez ohledu na jistou nelogičnost tohoto označení, neboť vím, že mám čtenáře zvyklé na to, že nedělitelný atom vcelku snadno připravíme o část obalu, že mu lze rozbít i jádro na kusy a pokud máme dobrý urychlovač, tak si i z jeho nukleonůNukleon – společný název pro částice jádra (protony a neutrony). Jde o baryony složené z kvarků „u“ a „d“. můžeme vytvořit kvarkové-gluonové plazmaQGP – kvarkové-gluonové plazma. Podaří-li se nám „dostat“ kvarky na vzdálenosti menší než 10−15 m, začnou se kvarky a gluony chovat jako volné (nevázané) částice. Tím vznikne zcela zvláštní stav hmoty nazývaný kvarkové-gluonové plazma. Poprvé byla tato fáze látky připravena na urychlovači SPS ve středisku CERN v roce 2000. Ve vesmíru existovalo QGP v období do 10 mikrosekund po vzniku vesmíru..

Logo mise MAVEN

Logo mise MAVEN.

MAVEN – Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN, sonda NASA studující aktuální stav a vývoj atmosféry Marsu. Na areocentrickou dráhu byla umístěna 22. září 2014. Cíle mise jsou: určení významu ztráty těkavých látek v průběhu vývoje marsovské atmosféry, stanovení stávajícího stavu horní vrstvy atmosféry, ionosféry a její interakce se slunečním větrem, zjištění aktuálních rychlostí úniku neutrálních částic a iontů do prostoru a procesů, které tyto děje řídí, vyhodnocení poměrů stabilních izotopů v atmosféře Marsu. Při vyhodnocení se počítá s porovnáním dat z vozítka Curiosity, které pracuje na povrchu planety.

Aurora – toto slovo může mít několik významů. Především jde o ruskou bitevní loď, která jediným výstřelem změnila historii lidstva na následujících 80 let. Potom může jít o výkřik Hanáka, který zakopl o ropovod Družba. Slovo aurora také znamená záři. A o tu nám ve fyzice obvykle jde, o záři polární.

Polární záře – nepravidelné, proměnlivé elektromagnetické záření vytvářené v atmosféře tokem nabitých částic z okolního prostoru. Energetické částice pronikají do hlubších vrstev atmosféry, kde excitují neutrální molekuly. Typickým zdrojem nabitých částic z vnějšího prostředí je sluneční vítr. Na Zemi se polární záře typicky vytvářejí v polárních oblastech, kde podél uzavřených siločar vlastního magnetického pole planety pronikají do atmosféry nabité částice. U planet bez vlastního magnetického se polární záře vyskytují také, avšak navzdory svému názvu již nejsou vázány na polární oblasti, protože tyto planety žádné magnetické póly nemají.

NASA – National Aeronautics and Space Administration, americký Národní úřad pro letectví a kosmonautiku, byl založen v roce 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.

Magnetosféra – 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.

Rázová vlna magnetosféry – hranice magnetosféry formovaná nalétávajícím slunečním větrem. Na této rázové vlně se skokem mění koncentrace částic, rychlost plazmatu a magnetické pole. Nachází se od planety směrem ke Slunci.

Země, plynní obři a kdo dále?

Vycházeje z poznání, že polární záře na Zemi souvisí s magnetickým polem, které funguje jako magnetický štít proti slunečnímu 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., se po polárních zářích pátralo u dalších planet Sluneční soustavy, které mají vlastní magnetické pole. Vzhledem k odlišnému složení jejich atmosféry, byly pochopitelně polární záře hledány mimo optickou oblast. Dle očekávání byly v ultrafialové oblasti nalezeny poměrně efektní polární záře na 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., jehož magnetické pole je vedle vnitřních zdrojů posíleno unikátním zevním zdrojem v podobě plazmového toru syceného vulkanickou aktivitou měsíce IoIo – Jupiterův měsíc, průměr má 3 630 km, obíhá ve vzdálenosti 422 000 km. Objeven byl Galileo Galileem v roce 1610. Na Iu je aktivní sopečná činnost, nitro je ohříváno slapovým působením a elektrickými proudy. Tyto proudy tekou podél silokřivek Jupiteru a uzavírají se přes Io. Io se nachází na vnitřní straně plazmového toru, který obklopuje Jupiter.. Polární záře poté byly potvrzeny i na 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., UranuUran – jedna ze čtyř obřích planet, sedmá planeta sluneční soustavy má charakteristický modrozelený nádech. Průměrná hvězdná velikost 5,5m je na hranici viditelnosti lidským okem. Planeta má soustavu prstenců a kolem krouží rozsáhlý systém měsíců podobně jako u ostatních obřích planet. Kromě vodíku a helia obsahuje atmosféra také metan, způsobující namodralé zbarvení. Ve středu Uranu je jádro z hornin a železa. Rotační osa Uranu je vzhledem k rovině oběhu stočená na bok (98°), patrně díky střetu s jinou velkou planetou při vzniku sluneční soustavy. Rotace je diferenciální s periodou 16÷17 hodin. Rychlost větrů v atmosféře dosahuje až 600 km/h. Magnetická osa svírá s osou rotace úhel 59° a  je značně excentrická (prochází 8 000 km od středu planety). Magnetosféra je výrazná, intenzita pole je srovnatelná s intenzitou pole Země, ohon je zkroucen do tvaru vývrtky díky vlastní rotaci planety.NeptunuNeptun – poslední z obřích planet. Podobně jako ostatní obří planety má prstence, rozsáhlou soustavu měsíců a pásovitou strukturu atmosféry s obřími víry – skvrnami. Neptun je téměř stejně velký jako Uran. Průměrná hvězdná velikost je 7,8m, a proto nemůže být pozorován okem. Atmosféra má pásovitou strukturu, rotace je diferenciální s průměrnou periodou 19 hodin. Vlastní rotační perioda planety je 16 hodin, atmosféra tedy vzhledem k povrchu rotuje retrográdně. V atmosféře se nachází obří anticyklóny, například Malá a Velká temná skvrna. Atmosféra má zelenomodrou barvu, v horních vrstvách převládá vodík a helium. Modrozelené zabarvení je způsobeno stopami metanu. Rychlosti větru naměřené sondou Voyager 2 přesahují 2 000 km/h. Magnetické pole má dipólový charakter, osa je skloněna 47° vzhledem k rotační ose a posunutá od středu o 0,55 poloměru..

První polární záře tohoto typu mimo Sluneční soustavu byla pravděpodobně zjištěna na hnědém trpaslíkuHnědý trpaslík – hvězda s tak malou hmotností (13÷80 MJ), že teplota v nitru nikdy nedosáhne bodu vzplanutí dostatečně energetických termojaderných reakcí (alespoň 8×106 K). Dalšímu stlačování vlivem gravitace a tím i nárůstu teploty zabrání elektronová degenerace. Od planet se liší tím, že vzniká kontrakcí zárodečné mlhoviny (planeta vzniká akrecí v periferní oblasti) a emituje po dobu několika miliard let viditelné světlo (planeta září v IR). LSR J1835+3259, vzdáleném 18,5 světelných roků od Země. Objev byl spojen s emisí rádiových vln, což bylo překvapivým zjištěním, neboť vyzařování v této oblasti spektra je obvyklé pro aktivní hvězdy, na což však hmotnost tohoto tělesa nestačí. V roce 2008 se ukázalo, že LSR J1835+3259 vyzařuje rádiové vlny v pulzech. Pulzní emise rádiových vln jsou známé z pozorování polárních září, takže vysvětlení záhady ukazovalo na pozorování velice mohutné polární záře. Jedna poměrně zásadní odlišnost od polární záře Země a zevních planet zde však byla: trpaslík LSR J1835+3259 totiž neputuje vesmírem doprovázen aktivní hvězdou, která by dodávala tok nabitých částic. Jednou z možností, kde se bere plazma potřebné pro tvorbu polárních září, je přítomnost blízko obíhající exoplanety. Šlo by o podobný efekt, jaký známe u měsíce Io obíhajícího Jupiter, kdy se působením slapových jevů chrlí z vulkánů plazma tak intenzivně, že přesahuje únikovou rychlost exoplanety a je zachyceno magnetickým polem hnědého trpaslíka. Může se však jednat i o interakci s mezihvězdným prachem a plynem, nebo potřebný materiál do okolního prostoru dodává sám hnědý trpaslík.

Umělecká vize polárních září na hnědém trpaslíku LSR J1835+3259

Umělecká vize polárních září na hnědém trpaslíku LSR J1835+3259. Zdroj: Caltech.

VenušeVenuše – nejbližší planeta vzhledem k Zemi. Hustá atmosféra zabraňuje přímému pozorování povrchu. Díky skleníkovému efektu je na povrchu vysoká teplota, nejvyšší dosud naměřená hodnota činí 480 °C. Venuše obíhá kolem Slunce takřka po kruhové dráze ve vzdálenosti 108 milionů kilometrů s periodou 225 dní. Otočení kolem vlastní osy (proti oběhu, tzv. retrográdní rotace) trvá 243 pozemských dnů. To znamená, že na Venuši Slunce vychází a zapadá jen dvakrát za jeden oblet Slunce. Oblaka Venuše dobře odrážejí sluneční svit a proto je tato planeta po Slunci a Měsíci nejjasnějším tělesem na obloze. Na večerní obloze jí můžeme spatřit jako Večernici a na ranní obloze jako Jitřenku. své vlastní magnetické pole nemá. Přesto se však již od druhé poloviny osmdesátých let uvažovalo o možnosti, že i na této planetě dochází k polárním zářím, neboť na noční straně planety bylo pozorováno velice proměnlivé vyzařování ultrafialového záření související se sluneční aktivitou. Planeta nejen že vlastní magnetické pole nevytváří, ale nemá dokonce ani zbytkové magnetické pole vázané na magnetické materiály v kůře – pravděpodobně proto, že teplota kůry překročila Curieovu teplotu, při níž se magnetický záznam smaže. To však neznamená, že by planeta byla zcele prosta magnetického pole. Prostor, ve kterém se pohybuje, je vyplněn meziplanetárním magetickým polem. Díky přítomnosti plazmatu v ionosféře planety se meziplanetární magnetické pole deformuje – hovoříme o indukovaném magnetickém poli.

Jednoduchá představa tvorby indukovaného magnetického pole je následující: rychlost částic slunečního větru při styku s horními vrstvami atmosféry prudce klesá, na denní straně vzniká rázová vlna. Plocha, na které se vyrovnává dynamický tlak částic 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. a termodynamický tlak částic atmosféry planety se nazývá ionopauza.

Kachny v okřehku na vodní hladině

Magnetické pole ve vesmíru plném plazmatu je jako okřehek na rybníce. Jakmile se jednou objeví, už se ho nezbavíte. Ale na hladině jsou dvojrozměrná vtištěná pole názornější. Zdroj: Jim Dyson/Getty Images.

Spolu s pohybem planety v prostoru vyplněném slunečním větrem se pohybuje i rázová vlna, podobně jako se pohybuje vlna za kachnou plující po řece kolmo k silnějšímu proudu. Nyní si představme nebohého vodního ptáka v toku znečištěném v důsledku nešťastné kombinace lidské hrabivosti a hlouposti, pro lepší názornost v podobě pěny. Na náběžné hraně se bude pěna zahušťovat a pohybovat společně s plovoucí kachnou, naopak po proudu bude za kachnou pěny méně.

Ionopauza představuje pro sluneční vítr překážku, kterou částice slunečního větru obtékají. Do plazmatu slunečního větru je však zahrnuté i meziplanetární magnetické pole, které se zahušťuje spolu s plazmatem obtékajícím planetu na denní straně a pochopitelně je zředěné na noční straně.

Indukované magnetické pole Venuše

Indukované magnetické pole Venuše. Šedou barvou je zdůrazněn magnetický ohon.
Zdroj: Science.

Vytvoření plazmoidu v ohonu indukovaného magnetického pole

Vytvoření plazmoidu v ohonu indukovaného magnetického pole. V důsledku
rekonekce  se vytvořily uzavřené siločáry kolem planety. Zdroj: Science.

Sonda Venus ExpressVenus Express – sonda k Venuši vypuštěná Evropskou kosmickou agenturou 9. listopadu 2005. U Venuše úspěšně pracovala od dubna 2006 do prosince 2014. Hlavním úkolem byl průzkum husté atmosféry planety, plazmatického prostředí a povrchu Venuše. Většina přístrojů byla obdobou přístrojů mise Mars Express. pozorovala v roce 2006 v indukovaném magnetickém ohonu planety Venuše rekonekci magnetických siločarRekonekce – přepojení magnetických silokřivek, při kterém prudce změní svou dosavadní topologii do jiné, energeticky výhodnější podoby. Při tom dojde k uvolnění energie, která zahřeje okolní plazma. Někdy natolik, že plazma zazáří i v RTG nebo v gama oboru. s vytvořením plazmoidu obklopeného uzavřenými magnetickými plochami. Rekonekce je děj obvyklý na Slunci a v magnetosférách planet s vlastním magnetickým polem, nyní je však jasné, že probíhá i u těles bez vlastního magnetického pole, jak u planet, tak například i komet.

Noční strana Venuše v ultrafialovém oboru

Noční strana Venuše v ultrafialovém oboru. Zdroj ESA.

Sonda MAVEN

Sonda MAVEN je určena k pochopení dějů, které vedly k podstupné redukci atmosféry MarsuMars – rudá planeta se dvěma malými měsíci, Phobosem a Deimosem, je v pořadí čtvrtým tělesem sluneční soustavy. Povrch planety je pokryt načervenalým pískem a prachem. Barva je způsobena vysokým obsahem železa. Načervenalá barva celé planety jí dala jméno (Mars je bůh válek). Na povrchu se nacházejí obrovské sopky, z nichž ta největší, Olympus Mons, je 24 km vysoká a její základna je 550 km široká. Na vrcholu je kráter o průměru 72 km. Pro Mars jsou charakteristické systémy kaňonů vzniklé pohybem kůry. Snímky ze sond ukazují místa, kudy dříve tekla voda. Zdá se, že Mars byl dříve vlhčí a teplejší, než je dnes. Rozpětí teplot, které na Marsu panují (zima ne větší než v Antarktidě) by bylo snesitelné pro některé primitivní formy života žijící na Zemi. Jejich existence se však dosud nepotvrdila. během vývoje planety. Sonda dlouhodobě zkoumá stav a děje ve vrchních vrstvách atmosféry, vzájemné působení ionosféry planety a slunečního větru, zjišťuje, jak nyní unikají neutrální částice a ionty do okolního prostoru a čím jsou tyto děje ovlivňovány, a jaké je stávající izotopové složení atmosféry. Tato sonda NASANASA – National Aeronautics and Space Administration, americký Národní úřad pro letectví a kosmonautiku, byl založen v roce 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. pracuje na silně excentrické arecentrické dráze s periareiemPericentrum – bod na eliptické dráze kolem centrálního tělesa, který je tomuto tělesu nejblíže. Pro Slunce se používá výraz perihélium, pro Zemi perigeum, pro Měsíc periluna, pro Jupiter perijovum, pro Saturn perikronum, pro Mars periareion a pro hvězdu periastrum. 150 kilometrů a apoareiemApocentrum – bod na eliptické dráze kolem centrálního tělesa, který je tomuto tělesu nejdále. Pro Slunce se používá výraz afélium, pro Zemi apogeum, pro Měsíc apoluna, pro Jupiter apojovum, pro Saturn apokronum, pro Mars apoareion a pro hvězdu apoastrum. 6 200 kilometrů od 22. září 2014. Doba oběhu je 4,5 hodiny. Samotný název je akronymem anglického názvu sondy Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN, ovšem jedná se i o slovní hříčku, neboť termín maven označuje i odborníka, specialistu v úzkém oboru.

Vědecká výbava sondy sestává z částicových analyzátorů zaměřených na elektrony SWEA a ionty SWIA, jež měří nabité částice slunečního větru a marsovské ionosféry. Spektrum detekce nabitých částic doplňuje systém STATIC, zaměřený na tepelné a středně energetické ionty opouštějící atmosféru. Na energetické částice pocházející ze Slunce je pak zaměřen systém SEP. K měření polí je sonda osazena magnetometry (MAG) a Langmuirovými sondami (LPW). Hmotnostní spektrometr NGIMS je schopen analyzovat složení včetně zastoupení izotopů – jak iontů, tak neutrálních částic.

Teleskopický spektrometr IUVS je schopen proměřovat profily ultrafialových spekter atmosféry ve vytyčeném směru. Je třeba mít na vědomí, že výsledné spektrum je detekováno plošným CCD čipem. Jeden ze směrů je použit na rozložení ultrafialového záření do spektra, takže poloze na čipu v tomto směru odpovídá určitá vlnová délka. Spektrum atmosféry je pozorováno úzkou štěrbinou, sonda si planetu prohlíží vždy ve velice úzkém obdélníkovém okně a měří profil spektra podél dlouhé strany tohoto obdélníku. Vstupní štěrbina má úhlové rozměry 0,06°×11°. Při systematickém zkoumání planety je třeba pozorovat jednak mapu složení atmosféry při pohledu „dolů na planetu“, tedy ve směru nadiruNadir (podnožník) – opak zenitu, bod přímo pod námi. (sonda se pohybuje, zároveň je možné pohybovat i samotným spektrometrem, takže mapu získáváme při přeletech postupně v jedenáctistupňových pásech). Zajímá nás však i to, jak se mění spektrum atmosféry s rostoucí výškou nad planetou. V tomto případě se sonda „dívá“ na atmosféru „z boku“, tečně, tedy studuje profil kolmo k povrchu těsně nad okrajem planety. Mezi oběma směry může spektrometr přepínat pomocí zrcadla, které zárovněň může zpresňovat směr pozorování v nadirové pozici v rozmezí 60° a v tečné pozici v rozmezí 24°.

Umělecká vize sondy MAVEN

Umělecká vize sondy MAVEN. Zdroj NASA.

Animace oběhu sondy MAVEN kolem Marsu od 22. září 2014 do 31. března 2015

Animace oběhu sondy MAVEN kolem Marsu od 22. září 2014 do 31. března 2015.
Zdroj Wikipedia.

Zařízení na sondě MAVEN

Zařízení na sondě MAVEN. Zdroj NASA.

Ultrafialový teleskopický spektroskop IUVS

Ultrafialový teleskopický spektroskop IUVS. Z levé strany jsou vidět vstupní otvory pro pozorování ve směru nadiru (bližší) a ve směru okraje planety. Červené kryty chránící citlivá zařízení byly před zprovozněním spektroskopu odstraněny. Zdroj NASA.

Tři typy polárních září na Marsu

Polární záře na MarsuMars – rudá planeta se dvěma malými měsíci, Phobosem a Deimosem, je v pořadí čtvrtým tělesem sluneční soustavy. Povrch planety je pokryt načervenalým pískem a prachem. Barva je způsobena vysokým obsahem železa. Načervenalá barva celé planety jí dala jméno (Mars je bůh válek). Na povrchu se nacházejí obrovské sopky, z nichž ta největší, Olympus Mons, je 24 km vysoká a její základna je 550 km široká. Na vrcholu je kráter o průměru 72 km. Pro Mars jsou charakteristické systémy kaňonů vzniklé pohybem kůry. Snímky ze sond ukazují místa, kudy dříve tekla voda. Zdá se, že Mars byl dříve vlhčí a teplejší, než je dnes. Rozpětí teplot, které na Marsu panují (zima ne větší než v Antarktidě) by bylo snesitelné pro některé primitivní formy života žijící na Zemi. Jejich existence se však dosud nepotvrdila. jsou pochopitelně z principu odlišné od polárních září planet s vlastním dipólovým magnetickým polem, kde jsou nabité částice podél magnetických siločar vtahovány do atmosféry v oblasti magnetických pólů. Mars, podobně jako Venuše, vlastní globální magnetické pole nemá. Podoně jako na Venuši mohou v indukovaném magnetickém poli při interakci s plazmatem proudícím ze Slunce vznikat rekonekcí uzavřené magntetické siločáry, podél kterých mohou kroužit nabité částice ionizující atmosféru. Tyto polární záře se nazývají difúzní, objevují se v obdobích zvýšené sluneční aktivity a vyskytují se zhruba ve výšce 70 km nad Marsem. Tento typ polární záře byl objeven pomocí přístroje IUVS sondy MAVEN.

Druhý typ polárních září je však vlastní pouze Marsu. Na rozdíl od Venuše si kůra Marsu „pamatuje zlaté časy“, kdy plateta ještě měla své vlastní magnetické pole. Jelikož kůra Marsu nepřekročila Curieovu teplotu, vlatní magnetické pole zanechalo stopy v magnetických materiálech kůry, které zůstaly trvale zmagnetizovány, jak poprvé objevila sonda Mars Global SurveyorMars Global Surveyor – další z řady sond NASA určených k průzkumu Marsu. Start dne 7. 12. 1996. Měla pouze orbitální modul, který podrobhně mapoval povrch Marsu. Mise byla ukončena téměř po deseti letech v listopadu 2006 z důvodu selhání baterií sondy.. Mars tak má vlastní lokální magnetická pole vytvářená zmagentizováným materiálem v kůře planety. Takové pole nazýváme krustální nebo korové magnetické pole. Na rozhraní uzavřených a otevřených magnetických siločar krustálního pole se objevuje diskrétní polární záře, zhruba ve výškách 140 km. Tyto polární záře byly objeveny již sondou Mars ExpressMars Express – sonda k Marsu vypuštěná Evropskou kosmickou agenturou 2. června 2003. Sonda obsahovala orbitální a přistávací modul (Beagle 2). Přistání se nezdařilo, orbitální mise úspěšně probíhá. Sondu vynesla do vesmíru nosná raketa Sojuz-FG/Fregat z evropského kosmodromu Bajkonur. Celková hmotnost sondy včetně modulu Beagle 2 byla 666 kg., MAVEN jejich výskyt potvrdil.

Ultrafialový teleskopický spektroskop IUVS

Mapa magnetického pole kůry Marsu. Na mapě ja barevně znázorněna změna radiální složky magnetického pole se zeměpisnou šířkou. Zdroj: Zdroj NASA/MGS.

Třetím zcela novým typem polární záře je protonová polární záře. Tato polární záře na Zemi nemá obdobu, protože díky vlastnímu magnetickému poli jsou protony v bezpečné vzdálenosti od Země odkláněny podél siločar magentického pole Země. Nabité energetické částice se na Marsu zastaví až v ionopauze, kde se tvoří rázová vlna. Rázová vlna pak tvoří nepropustnou překážku pro nabité částice. Protony slunečního větru však dokáží touto překážkou proniknout. V horních vrstvách ionosféry jsou k dipozici volné elektrony. Tyto elektrony s protony vytvoří neutrální atomární vodík, který přestává vnímat jak magnetické pole, tak plazma rázové vlny a pokračuje přímočaře do hlubších vrstev atmosféry, kde díky své značné rychlosti má dostatek energie na excitaci nebo ionizaci neutrálních molekul plynu atmosféry. Tímto mechanizmem paradoxně tentýž sluneční vítr, který Mars prakticky připravil o atmosféru, obohacuje nižší vrstvy atmosféry o atomární vodík.

Mechanizmus tvorby protonové polární záře na Marsu

Mechanizmus tvorby protonové polární záře na Marsu. Zdroj: Zdroj NASA.

Rozložení protonové polární záře na Marsu

Rozložení protonové polární záře na Marsu. Zdroj: Zdroj NASA.

Klip týdne – jak Mars ztratil atmosféru?

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage