Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 50 (vyšlo 20. prosince, ročník 17 (2019)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Sonda Parker v žáru Slunce

Petr Kulhánek

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. je naší nejbližší hvězdou a je zdrojem většiny energie, kterou lidstvo využívá. Výzkum procesů probíhajících uvnitř i vně Slunce je mimořádně důležitý. Naše snahy napodobit fúzní reakce probíhající v nitru Slunce snad jednou povedou k bezpečnému, stabilnímu a dlouhodobému zdroji energie pro lidstvo. Nejblíže tomuto snu je stavba největšího tokamaku ITERITER – International Thermonuclear Experimental Reactor, Mezinárodní termojaderný pokusný reaktor. Předpokládaný výkon reaktoru je 500 MW, stavba probíhá v blízkosti francouzského hradu Cadarache. Reaktor bude mít průměr 6 metrů. Tento dosud největší tokamak ITER by měl být uveden do provozu kolem roku 2025. Předpokládá se, že půjde o poslední pokusný reaktor před stavbou první skutečné termojaderné elektrárny. a pokusy se stelarátorem Wendelstein 7-XW7-X – obří stelarátor zprovozněný na konci roku 2015 v německém Wendelsteinu: plazmový prstenec má průměr 11 metrů a tloušťku zhruba metr. Plazma ve stelarátoru má objem 30 m3, teplotu až 100 milionů kelvinů a koncentraci 3×1020 částic v metru krychlovém. Magnetické pole na udržení plazmatu je až 3 tesla. Výboj by měl probíhat kontinuálně po dobu 30 minut s mikrovlnným ohřevem. Časová konstanta pro charakteristický úbytek energie se očekává 0,15 s.. Slunce zásobí své okolí nejenom elektromagnetickým zářením, ale také vytrvalým tokem částic a magnetického pole, kterému říkáme 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. Pojmenování sluneční vítr pochází od amerického astronoma Eugena Parkera.. Rychlé nabité částice obsažené ve slunečním větru jsou zdrojem záření nebezpečného jak pro naši vesmírnou techniku, tak pro cestovatele k jiným planetám. Chuchvalce plazmatu přilétající ze Slunce nemusí na Zemi způsobit jen pohledné polární záře, ale i magnetické bouře, které negativně ovlivňují naše telekomunikační systémy a indukují nežádoucí napětí ve vodičích dálkového vedení elektrické energie.

Slunce zkoumala celá řada vesmírných misí. K prvním z velkých sond patřila 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., obří laboratoř velikosti linkového autobusu, která nám ukázala první detailní pohledy do bezprostředního okolí Slunce. Jinou aparaturou, která určitě stojí za zmínku, byla sonda 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.. Z mnoha objevů jmenujme alespoň detekci jak rychlého, tak pomalého slunečního větru. Fascinujícími videi, která v přímém přenosu zprostředkovávají pohledy na sluneční aktivitu, nás zásobí další sonda – Solar Dynamics OrbiterSDO – Solar Dynamics Observatory, americká sluneční observatoř, která startovala 11. února 2010. Dokáže pořídit snímek Slunce každých 12 sekund v rozlišení 4096×4096 pixelů. K základním přístrojům observatoře patří: AIA (Atmospheric Imaging Assembly) – čtveřice dalekohledů o průměru 20 cm s deseti filtry pro různé vlnové délky, HMI (Helioseismic and Magnetic Imager) – helioseismometr a magnetometr, EVE (EUV Variability Experiment) – detektor fluktuací extrémního ultrafialového záření.. Japonská mise 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. nafilmovala vznik Alfvénových vlnAlfvénova vlna – jedna ze tří magnetizvukových vln, které se mohou šířit plazmatem. Pro Alfvénovu vlnu je typická anizotropie, dominantně se šíří podél magnetického pole. Magnetické siločáry se rozvlní kolmo na svůj směr, což připomíná pohyby trávy ve větru. Alfvénova vlna se šíří Alfvénovou rychlostí a je pojmenována podle švédského fyzika Hannese Alfvéna. v blízkosti povrchu Slunce, které jsou jedním z hlavních zdrojů ohřevu sluneční koronyKorona – vnější atmosféra Slunce volně přecházející do meziplanetárního prostoru. Teplota dosahuje až milionů stupňů Celsia, pravděpodobně je korona ohřívána rozpadem plazmových vln a lokálními rekonekcemi (přepojováním) magnetických silokřivek. K korona (kontinuum) je způsobena rozptylem slunečního světla na volných elektronech. F korona (Fraunhoferova) je způsobena rozptylem slunečního světla na prachových částicích padajících z meziplanetárního prostoru na Slunce, charakteristické jsou absorpční čáry. E korona (emisní) jsou emisní čáry způsobené přechody ve vysoce ionizovaných kovech. Tyto čáry jsou možné jen za vysokých teplot milionů kelvinů.. A nelze nejmenovat ani misi dvou sond 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., které poskytují nádherné snímky Slunce ze dvou zorných úhlů. Od roku 2018 máme k dispozici další sondu – americkou Parker Solar Probe, která sleduje Slunce zatím z největší blízkosti. Současné perihelium se z 25 milionů kilometrů bude postupně zmenšovat až na pouhých 6,9 milionu kilometrů v roce 2025 (Slunce má průměr 1,4 milionu kilometrů). Tato sonda startovala dne 12. srpna 2018 a chrlí jeden zajímavý objev za druhým. Nově poznávané jevy bychom nikdy z větší vzdálenosti nemohli spatřit. Proto se v dnešním bulletinu zaměříme na jedinečnou sondu Parker Solar ProbePSP – Parker Solar Probe, sonda americké NASA určená pro výzkum Slunce z těsné blízkosti. Startovala v srpnu 2018, mise je plánována do roku 2025. Sonda se na konci mise dostane až do vzdálenosti 6,2 milionu kilometrů od slunečního povrchu. Z dosavadních objevů jmenujme alespoň pozorování nehomogenity a turbulencí slunečního větru, objev bezprašné zóny a objev záhybů tvaru písmene S ve slunečním větru. a její dosavadní výsledky.

Logo mise Parker Solar Probe

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.

SDO – Solar Dynamics Observatory, americká sluneční observatoř, která startovala 11. února 2010. Dokáže pořídit snímek Slunce každých 12 sekund v rozlišení 4096×4096 pixelů. K základním přístrojům observatoře patří: AIA (Atmospheric Imaging Assembly) – čtveřice dalekohledů o průměru 20 cm s deseti filtry pro různé vlnové délky, HMI (Helioseismic and Magnetic Imager) – helioseismometr a magnetometr, EVE (EUV Variability Experiment) – detektor fluktuací extrémního ultrafialového záření.

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.

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.

PSP – Parker Solar Probe, sonda americké NASA určená pro výzkum Slunce z těsné blízkosti. Startovala v srpnu 2018, mise je plánována do roku 2025. Sonda se na konci mise dostane až do vzdálenosti 6,2 milionu kilometrů od slunečního povrchu. Z dosavadních objevů jmenujme alespoň pozorování nehomogenity a turbulencí slunečního větru, objev bezprašné zóny a objev záhybů tvaru písmene S ve slunečním větru.

Parker Solar Probe

Touha dostat se co nejblíže ke SlunciSlunce – 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. a zkoumat přímo vnitřní části sluneční koronyKorona – vnější atmosféra Slunce volně přecházející do meziplanetárního prostoru. Teplota dosahuje až milionů stupňů Celsia, pravděpodobně je korona ohřívána rozpadem plazmových vln a lokálními rekonekcemi (přepojováním) magnetických silokřivek. K korona (kontinuum) je způsobena rozptylem slunečního světla na volných elektronech. F korona (Fraunhoferova) je způsobena rozptylem slunečního světla na prachových částicích padajících z meziplanetárního prostoru na Slunce, charakteristické jsou absorpční čáry. E korona (emisní) jsou emisní čáry způsobené přechody ve vysoce ionizovaných kovech. Tyto čáry jsou možné jen za vysokých teplot milionů kelvinů. je velmi stará a kořeny mise Parker jdou až do 90. let minulého století. Předtím se ke Slunci nejvíce přiblížila sonda Helios 2, která v dubnu 1976 pozorovala Slunce ze vzdálenosti 42 milionů kilometrů. Sonda Solar Parker Probe je jedinou americkou sondou pojmenovanou po žijící osobě. Dotyčným není nikdo jiný než významný plazmový fyzik Eugen Parker, který se zabýval teorií částic proudících ze Slunce, jimž dal poetické jméno 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. Pojmenování sluneční vítr pochází od amerického astronoma Eugena Parkera.. Jeho zásadní práce se týkaly také tekutinového dynamaMHD dynamo – magnetohydrodynamické dynamo, tekutinová varianta klasického dynama. Elektrické proudy vznikají při pohybu plazmatu nebo tekutého kovu a generují magnetické pole. Dipólová složka se mění na azimutální tzv. omega efektem a azimutální na dipólovou tzv. alfa efektem. Tekutinové dynamo nemůže být stacionární, jeho základní vlastností je překlápění magnetických pólů., přepojení 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., tvarem plochy nulového pole v okolí Slunce atd. Je jen málo oblastí fyziky 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., které nejsou spojeny s Parkerovým jménem. Dnes je Parkerovi 92 let a je emeritním profesorem Chicagské univerzity.

Příprava sondy Parker Solar Probe

Příprava sondy Solar Parker Probe v Laboratoři aplikované fyziky
na Univerzitě Johna Hopkinse. Zdroj: JHU APL.

Sondu připravil tým v Laboratoři aplikované fyziky na Univerzitě Johna Hopkinse. Má délku 3 metry a průměr 2,3 metru. Je vyrobena ze speciální uhlíkaté slitiny, která je schopna odolat vnější teplotě 1 400 °C. Sonda má speciální tepelný štít chránící ji před slunečním žárem. V místě největšího přiblížení je energetický tok slunečního záření neskutečných 650 kilowattů na metr čtvereční, což je téměř pětsetkrát více než u Země. Proto je komunikační anténa bílá, maximalizuje tak množství záření odraženého zpět do vesmíru. Zdrojem energie jsou panely slunečních baterií, které v největším přiblížení (periheliuPerihelium – přísluní, bod na eliptické dráze kolem Slunce, který je Slunci nejblíže. Obdobně perigeum je stejný bod na orbitě kolem Země a periluna na orbitě kolem Měsíce.) míří od Slunce, aby se nepoškodily. Jejich roli zastanou mnohem menší odolné sekundární panely, které pro zásobování lodi ve vnitřní koróně bohatě postačí. Sonda je na protáhlé dráze, perihelium je v současnosti 25 milionů kilometrů a afeliumAfelium – odsluní, bod na eliptické dráze kolem Slunce, který je Slunci nejdále. Obdobně apogeum je stejný bod na orbitě kolem Země a apoluna na orbitě kolem Měsíce. 140 milionů kilometrů, perioda oběhu Slunce je 150 dní. Tyto parametry jsou důsledkem gravitačního manévru při prvním průletu sondy kolem 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.. Při dalších průletech kolem Venuše se bude dráha postupně měnit a v roce 2025 se sonda dostane v periheliu na pouhých 6,2 milionů kilometrů od slunečního povrchu. Oběžná perioda bude v té době 88 dní. V periheliu bude mít sonda při plánovaném největším přiblížení rychlost rovnou 200 kilometrů za sekundu, což je 0,07 procenta rychlosti světla.

Součástí sondy je řada přístrojů pro sledování elektromagnetických polí (magnetometry, sondy pro měření elektrického pole, radiovln, parametrů plazmatu (elektronové a iontové teploty, rychlosti a koncentrace atd.), zařízení pro sledování částic s extrémní energií, optický dalekohled pro fotografování koronyKorona – vnější atmosféra Slunce volně přecházející do meziplanetárního prostoru. Teplota dosahuje až milionů stupňů Celsia, pravděpodobně je korona ohřívána rozpadem plazmových vln a lokálními rekonekcemi (přepojováním) magnetických silokřivek. K korona (kontinuum) je způsobena rozptylem slunečního světla na volných elektronech. F korona (Fraunhoferova) je způsobena rozptylem slunečního světla na prachových částicích padajících z meziplanetárního prostoru na Slunce, charakteristické jsou absorpční čáry. E korona (emisní) jsou emisní čáry způsobené přechody ve vysoce ionizovaných kovech. Tyto čáry jsou možné jen za vysokých teplot milionů kelvinů. a vnitřní 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., čítač elektronů, protonů a alfa částic a mnohé další přístroje. Sonda startovala dne 12. srpna 2018 z Mysu Canaveral na palubě nosné rakety Delta-4 Heavy, poslední stupeň nesoucí vlastní sondu měl k dispozici upravený raketový motor STAR 48BV. Na dráhu kolem Slunce sondu nasměroval gravitační manévr při průletu kolem planety 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.. Sonda provádí nejdůležitější měření v oblasti dráhy, kdy je ke Slunci blíže než 0,25 auAstronomická jednotka – au (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. (tato fáze trvá řádově deset dní). V tomto období sonda komunikuje se Zemí jen velmi omezeně, data se přenášejí ve zbývající části dráhy.

Start mise Parker Solar Probe
Start mise Parker Solar Probe

Snímky ze startu sondy Parker Solar Probe. Start se uskutečnil dne 12. srpna 2018
z Mysu Canaveral na palubě nosné rakety Delta-4 Heavy. Zdroj: NASA/JHU APL.

Nové pohledy na Slunce

Bezprašná zóna

Sluneční soustava je plná kosmického prachu, jehož nejtypičtější rozměry jsou v mikrometrech. Nejvíce jsou prachová zrna soustředěna v rovině oběhu planet. Sluneční světlo se od těchto částic odráží, a proto můžeme v noci v blízkosti ekliptikyEkliptika – zdánlivá dráha Slunce na obloze. Průsečnice, v níž rovina dráhy Země kolem Slunce protíná světovou sféru. Rovina ekliptiky je rovinou oběžné dráhy Země. pozorovat tzv. zvířetníkové (zodiakální) světlo. Objevil ho italský astronom Giovanni Domenico Cassini už v 17. století. Před devadesáti lety navrhl americký astronom Henry Russell (dnes známý spíše díky Hertzsprungově-Russeolově diagramuHR diagram – Hertzsprungův-Russelův diagram zobrazující hvězdy podle povrchové teploty (spektrálního typu) a svítivosti (vyzařovaného výkonu). V průběhu svého života se hvězda v závislosti na počáteční hmotnosti po HRD pohybuje – HRD zobrazuje svítící objekty v nejrůznějších fázích vývoje. Nejdéle (80÷90 % doby svého života) hvězda zůstává na tzv. hlavní posloupnosti, kdy uvnitř hvězdy hoří vodík na helium. V HRD jsou na vodorovné ose spektrální typy od vysokých povrchových teplot (zpravidla v logaritmické stupnici) vlevo k nízkým vpravo. Na svislé ose se vynáší svítivost nebo absolutní magnituda hvězdy, bývá kalibrována dle Slunce. První HRD pro Plejády vzniknul v roce 1908, v použitelné podobě byl publikován v roce 1911.), že v blízkosti Slunce nemůže prach existovat, protože vysoké teploty prachová zrna odpaří. Tuto hypotetickou bezprašnou zónu objevila až sonda Parker Solar Probe v průběhu dvou prvních průletů periheliem, kdy Slunce pozorovala ze vzdálenosti přibližně 0,2 au. Spektrum korony se při běžných pozorováních skládá ze tří částí: K korony (kontinua způsobeného rozptylem slunečního světla na volných elektronech), F korony (absorpčních Fraunhoferových čar způsobených rozptylem slunečního světla na prachových částicích) a E korony (emisních čar způsobených přechody ve vysoce ionizovaných kovech za vysokých teplot). Sonda Parker Solar Probe zjistila, ve shodě s předchozími experimenty, že intenzita F korony v blízkosti Slunce klesá se vzdáleností jako 1/r2,3. Jako první ale naměřila pokles intenzity F korony i v malých úhlových vzdálenostech od Slunce, což jednoznačně svědčí o existenci dávno předpověděné bezprašné zóny. Přímé pozorování bezprašné zóny přístrojem WISPR (Wide-Field Imager for Solar Probe) bude možné až za několik let, kdy se sonda při svých průletech ještě více přiblíží slunečnímu povrchu.

Bezprašná zóna

Umělecká vize bezprašné zóny v okolí Slunce. Zdroj: NASA GSFC, Scott Wiessinger.

Minizáblesky

Zatímco existence bezprašné zóny byla dávno očekávaným jevem, minizáblesky pozorované v kontinuu vědce překvapily. Jde o náhlé uvolnění oblaku částic s vysokou energií, který se pohybuje od Slunce a rychle expanduje do okolí. Expanze oblaku je tak rychlá, že dříve, než oblak doletí k Zemi, zanikne a splyne s pozadím. Proto nebylo možné tyto minizáblesky pozorovat dříve. Pravděpodobně jde o důsledek přepojování magnetických siločar v malém měřítku. Při přepojení se magnetické pole dostane do konfigurace s nižší energií a nadbytečná energie zahřeje plazma. Jev se tak podobá koronálnímu výronu hmotyCME – Coronal Mass Ejection, výron sluneční koronální hmoty (s vmrznutým magnetickým polem) do meziplanetárního prostoru. K výronům CME dochází pravidelně, jejich četnost odpovídá sluneční aktivitě – v minimu dochází k CME přibližně jednou za den, v maximu dochází k CME až třikrát denně. Rychlé výrony CME se mohou dostat až do vzdálenějších oblastí Sluneční soustavy, takové putující plazmoidy se nazývají ICME (Interplanetary CME)., ale odehrává se na podstatně menším měřítku. Je pravděpodobné, že takové události, kterých bylo při dvou průletech sondy Parker Solar Probe v blízkosti Slunce pozorováno větší množství, se mohou podílet na ohřevu koronyKorona – vnější atmosféra Slunce volně přecházející do meziplanetárního prostoru. Teplota dosahuje až milionů stupňů Celsia, pravděpodobně je korona ohřívána rozpadem plazmových vln a lokálními rekonekcemi (přepojováním) magnetických silokřivek. K korona (kontinuum) je způsobena rozptylem slunečního světla na volných elektronech. F korona (Fraunhoferova) je způsobena rozptylem slunečního světla na prachových částicích padajících z meziplanetárního prostoru na Slunce, charakteristické jsou absorpční čáry. E korona (emisní) jsou emisní čáry způsobené přechody ve vysoce ionizovaných kovech. Tyto čáry jsou možné jen za vysokých teplot milionů kelvinů.. Ohřev korony tak může být mnohem složitějším jevem, než jsme si dosud mysleli a pravděpodobně se na něm bude podílet jak rozpad Alfvénových vlnAlfvénova vlna – jedna ze tří magnetizvukových vln, které se mohou šířit plazmatem. Pro Alfvénovu vlnu je typická anizotropie, dominantně se šíří podél magnetického pole. Magnetické siločáry se rozvlní kolmo na svůj směr, což připomíná pohyby trávy ve větru. Alfvénova vlna se šíří Alfvénovou rychlostí a je pojmenována podle švédského fyzika Hannese Alfvéna., tak drobná přepojování magnetických siločar.

Minizáblesky vysoce energetických částic

Minizáblesky vysoce energetických částic. Zdroj: NASA GSFC.

Záhyby ve slunečním větru

Asi největším překvapením byl objev záhybů 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. Pojmenování sluneční vítr pochází od amerického astronoma Eugena Parkera. ve tvaru písmene „S“, které opakovaně vznikají v těsné blízkosti 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. (anglicky „switchbacks“). V proudech slunečního větru se plazma spolu s magnetickými siločarami zvlní natolik, že vznikne protiproud mířící téměř ke Slunci. Již dříve byla pozorována různá zvlnění slunečního větru, ale ve velké vzdálenosti od Slunce jsou tyto vlnky nepatrné a nebylo známo, že je jejich původ v blízkosti Slunce natolik dramatický. Není vyloučeno, že útvary ve tvaru písmene S jsou nějak inicializovány minizáblesky (popsané v předchozím odstavci) doprovázené obláčky plazmatu energetických částic, ale zatím jde jen o nepotvrzenou spekulaci. Velmi zarážející je rychlost jevu. Plazma se zkroutí a přetočí do tvaru písmene S řádově v sekundách, což by mohlo znamenat, že jde o důsledek nějaké nestability. Tento zcela nový jev bude třeba podrobně analyzovat a pokusit se ho napodobit v numerických simulacíchPočítačová simulace – napodobení skutečnosti pomocí numerického výpočtu, nezbytná součást modelování fyzikálních procesů. Dokáže na základě sofistikovaných algoritmů předpovědět jak kvantitativní, tak kvalitativní výsledky pokusů při různých počátečních podmínkách. Umožňuje omezit výběr jevů, které celý pokus ovlivňují nejvíce, a tím vysvětlit příčiny a podstatu procesů. slunečního plazmatu.

Prudce vznikající záhyby ve slunečním větru. Zdroj NASA GSFC, JHU APL.

Nehomogenita slunečního větru

I ze vzdálenějších sond bylo při pozorování slunečního větru zjevné, že nejde o kontinuální homogenní proud částic, sluneční vítr se ale svými poryvy podobá běžnému větru víc, než by se na první pohled mohlo zdát. Čtveřice evropských sond Cluster Cluster – čtveřice stejných družic pojmenovaných podle latinsko-amerických tanců (Rumba, Salsa, Samba a Tango) vypuštěných v roce 2000 Evropskou kosmickou agenturou. Kolem Země letí ve vzájemné formaci ve vrcholech čtyřstěnu (vzdáleny 5 000 až 20 000 km) a provádějí dosud nejdetailnější prostorová měření parametrů slunečního větru a jeho interakce s magnetosférou Země. Cluster poprvé detekoval plazmové vlny v magnetopauze, přepojení magnetických silokřivek, pohyby rázové vlny pod nápory slunečního větru, prolétl polárním kaspem a vytvořil první třírozměrný obraz magnetosféry Země. dokonce ukázala, že poryvy ve slunečním větru mohou rozvlnit bok magnetosféry Země a vytvořit v něm obří víry o rozměru 30 tisíc kilometrů. Sonda Parker Solar Probe ale dokáže mnohem více – sleduje jemné detaily ve slunečním větru v těsné blízkosti Slunce. Ukázala, že sluneční vítr vychází ze Slunce nespojitě v radiálních proudech. Některé chuchvalce plazmatu padají zpět do Slunce a nestanou se součástí slunečního větru. Sluneční vítr vycházející v rovníkové oblasti má pomalejší rychlost než vítr z polárních oblastí. To je způsobeno tím, že nabité částice v rovníkové oblasti letí napříč siločar globálního slunečního pole, zatímco v polárních oblastech kloužou podél siločar. Jak ukázala sonda 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 takový obraz platný jen v minimu sluneční aktivity, v maximu jsou obě složky slunečního větru – rychlá a pomalá – promíseny. Ve slunečním větru jsou jasně zřetelné turbulentní struktury a bude nesmírně zajímavé sledovat počet a tvar těchto struktur a současně rychlost slunečního větru v závislosti na fázi sluneční aktivity a na tvaru globálního slunečního pole. K tomu ale bude třeba mít pozorovací řadu dlouhou minimálně polovinu slunečního cyklu, tj. řádově pět let. Můžeme se tedy těšit na další průlety sondy periheliem.

Turbulentní proudy ve slunečním větru

Turbulentní proudy ve slunečním větru pozorované přístrojem WISPR
(Wide-Field Imager for Solar Probe) Zdroj: NASA GSFC.

Rotační mez

V těsné blízkosti Slunce korona, sluneční vítr a magnetické pole rotují spolu se Sluncem – hovoříme o korotujícím plazmatu. Teprve ve větší vzdálenosti nastává skoková změna. Vytvoří se rázová vlna, za níž má sluneční vítr už dominantně radiální směr. Sonda Parker Solar Probe se pokusila tuto skokovou změnu chování slunečního větru detekovat, ale v oblastech, v nichž probíhalo měření (v okolí perihelia), nalezla jen sluneční vítr rotující spolu se Sluncem, a to vyšší rychlostí, než se předpokládalo. Zdá se, že oblast změny v ra­diální proudění je ve větší vzdálenosti, než se dosud očekávalo. K definitivnímu ověření budou potřebné další průlety sondy kolem Slunce a měření na delším úseku dráhy sondy. Poznamenejme, že ve velké vzdálenosti od Slunce (80 až 90 astronomických jednotek) se odehrává ještě jedna skoková změna parametrů slunečního větru. Rychlost slunečního větru se mění z nadzvukové na podzvukovou. Hovoříme o tzv. terminační vlně. Sonda Voyager 1 prolétla terminační vlnou dne 17. prosince 2004, sonda Voyager 2 jí prolétla dne 30. srpna 2007.

Rotační mez – oblast změny proudění slunečního větru na radiální

Rotační mez – oblast změny proudění slunečního větru z rotačního na radiální.
Zdroj: NASA GSFC.

Video na závěr

Sonda Parker Solar Probe je tím nejlepším, co astronomové mají pro pozorování bezprostředního okolí Slunce. Během prvních dvou průletů kolem Slunce učinila sonda řadu zajímavých objevů. V několika příštích letech se v periheliu bude postupně více a více přibližovat ke Slunci. Je jasné, že získáme pozorovací materiál, který umožní pochopit některé děje v blízkosti Slunce, ale který také přinese mnoho dosud nepoznaných jevů a otázek. Těšme se již nyní na příští průlet periheliem, který nastane dne 20. ledna 2020. V následujícím videu si můžete zopakovat dosud nejvýznamnější objevy učiněné sondou Parker Solar Probe. Eugene Parker může být na sondu nesoucí jeho jméno nesmírně pyšný.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage