Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 20 (vyšlo 15. května, ročník 18 (2020)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Podivné záhyby ve slunečním větru

Petr Kulhánek

Když přinesla sonda 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. záběry nezvyklých záhybů slunečního větru ve tvaru písmene S, nevěřícně jsme kroutili hlavami. Jak může být něco tak podivného možné? Bylo jasné, že ke vzniku dochází v těsném okolí Slunce, záhyby se postupně rozplývají a ve vzdálenosti naší Země už nejsou pozorovatelné. V angličtině se pro tento nově objevený jev ujalo označení „switchbacks“ (doslova zvratné oblouky) – slovo, které sice koresponduje s pozorovaným jevem, ale nevysvětluje ho. O objevu jsme psali v AB 50/2019 a k sondě Parker Solar Probe jsme se znova vrátili v AB 7/2020. Z nezvyklosti jevu se zdálo, že na vysvětlení si budeme muset dlouho počkat. Prudkost vzniku útvarů napovídala, že by mohlo jít o nějakou neznámou nestabilitu vedoucí ke změně konfigurace proudícího plazmatu a že cesta k jejímu pochopení bude zdlouhavá. Stal se ale přesný opak. Skupina profesora Lennarda Fiska z Michiganské univerzity nejenže nabídla v krátké době uspokojivé vysvětlení, ale dokonce se ukázalo, že jev je pravděpodobně potvrzením Fiskovy teorie o pohybu otevřených siločar, která vznikla na základě pozorování sondy OdyseusUlysses – Odyseus, sonda určená pro sledování heliosféry Slunce z vysokých slunečních šířek. Hlavním cílem byl výzkum Slunce a jeho vlivu na meziplanetární prostor. Sonda měla dráhu navrženou tak, že jižní pól Slunce prozkoumala v roce 1994, ke Slunci se opět vrátila v roce 1995, kdy se přiblížila k severnímu pólu. Do stejných oblastí se vrátila v letech 2000 a 2001 při svém druhém oběhu. V té době bylo Slunce v blízkosti maxima aktivity. Při posledním třetím návratu v roce 2007 a 2008 byla mise ukončena, sonda ztratila orientaci. už v roce 1996. Proto se dnes po relativně krátké době k tomuto fenoménu vracíme. Slavný americký fyzik Eugen Parker, který propůjčil sondě své jméno, který vymyslel název 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 cm3. 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., který celý život zasvětil sluneční fyzice a kterému bude v červnu krásných 93 let, má nepochybně ze současného bouřlivého rozvoje sluneční fyziky velkou radost.

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

Sluneční 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 cm3. 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.

Rekonekce – přepojení magnetických siločar, při němž siločáry 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 rentgenovém nebo v gama oboru. Na mikroskopické úrovni jsou za rekonekci zodpovědné pohybující se nabité částice, které generují nová magnetická pole skládající se s polem původním.

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.

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.

NASA – 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.

Magnetické pole Slunce

Zdrojem slunečního magnetického pole jsou proudy 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. v jeho nitru, zejména na rozhraní konvektivníKonvektivní vrstva – vnitřní vrstva Slunce, která zasahuje až do hloubky 200 000 km pod povrchem. Energie se zde šíří prouděním, ve vrstvě jsou vzestupné a sestupné proudy a mnohé turbulentní oblasti. Vrstva rotuje diferenciální rotací, tj. rychlost rotace závisí na heliografické šířce.radiační zónyRadiační vrstva – vnitřní vrstva Slunce, v níž se energie z centrálního termojaderného kotle šíří směrem k povrchu zářením. Elektromagnetické pole předává energii kmitajícím elektronům a ty ji zpět vyzařují. Radiační vrstva končí 200 tisíc kilometrů pod povrchem, kde je už výhodnější, aby se energie šířila prouděním., kde jsou velké fluktuace rychlostního pole. 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. má silná lokální pole souvisejícími se slunečními skvrnamiSluneční skvrna – oblast na slunečním povrchu s intenzivní magnetickou aktivitou, díky které má nižší teplotu než okolí (méně než 5000 K). Jsou to viditelné projevy trubic magnetických toků v konvektivní zóně. Ačkoli jsou ve skutečnosti velmi jasné, v porovnání s okolím se jeví jako tmavé. V UV oboru jsou ale naopak světlejší než okolí. Někdy mají i 50 tisíc km v průměru. Vyskytují se většinou ve skupinách a můžeme je dělit podle toho, ke kterému konci magnetické silokřivky patří. Poprvé byly pozorovány v roce 1611., kde jeho hodnota dosahuje až 0,3 tesla. Tlak odpovídající přítomnosti takového pole je dvojnásobkem atmosférického tlaku na Zemi. Přes proměnná lokální pole se překládá globální sluneční pole o hodnotě 10 až 300 mikrotesla, které je proměnlivé v delším časovém horizontu. Přibližně jednou za 11 roků se vymění severní magnetický pól za jižní. V době výměny slábne dipólový charakter pole a narůstají jeho vyšší momenty. Anglický astronom Thomas George Cowling (1906–1990) ukázal už v roce 1934, že stacionární pole planet ani hvězd nemůže existovat, vždy se bude měnit a bude docházet k přepólování. Současnou teorii 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. v rotujícím tělese rozpracoval americký astrofyzik Eugene Parker (*1927). K teorii dynama ovšem přispěla i řada dalších fyziků, například významný sovětský teoretik Jakov Borisovič Zeldovič (1914–1987) nebo skotský astrofyzik Henry Keith Moffatt (*1935). Magnetické siločáry jsou provázány s plazmatem, rotují spolu s ním diferenciální rotací, což přispívá ke změně jejich směru a následnému přepólování. Svou úlohu také hrají statistické jevy, při nichž díky náhodným fluktuacím neustále narůstá složka pole kolmá na pole původní. Oba mechanizmy vedou k cyklickému přepólovávání slunečního magnetického pole. Slunce se navenek chová jako obří magnet. A jako každý zdroj magnetického pole má jak uzavřené siločáry, které se do Slunce vracejí, tak otevřené siločáry, které volně odplouvají do prostoru Sluneční soustavy, kde se napojují na další zdroje magnetických polí, například na pole jednotlivých planet. Podél otevřených siločar klouže do okolí Slunce tzv. rychlý sluneční vítr. Naopak pomalý sluneční vítr by měl odpovídat složce prodírající se ze Slunce napříč uzavřeným magnetickým siločarám. Obě složky slunečního větru podrobně mapovala na přelomu tisíciletí 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..

Rekonstrukce magnetických siločar Slunce

Rekonstrukce magnetických siločar Slunce ze snímku pořízeném sondou SDOSDO – 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. na vlnové délce 127 nm. Dobře patrné jsou jak siločáry vracející se do Slunce, tak otevřerné siločáry vyvěrající do volného prostoru. Zdroj: SDO/AIA/NASA, 2010.

Přepojování siločar

Magnetické siločáry (někdy říkáme silokřivky) jsou linie mířící ve směru magnetického pole, správně se jim říká magnetické indukční čáry. Tyto křivky se nemohou protínat (v průsečíku by pole nemělo jediný směr). Může se ale stát, že v některé části prostoru míří siločáry v jednom směru a v nějaké blízké oblasti míří ve směru opačném. Obě oblasti různého směru magnetického pole odděluje vrstva nulového pole (tzv. nulová vrstva). Do této nulové vrstvy je ze všech směrů vháněno plazma spolu s magnetickými siločárami – může jít o přirozenou difúzi pole do oblasti s nízkou hodnotou pole, ale i o další jevy, například vytvoření spádu magnetického tlaku, který je uvnitř nulové vrstvy zanedbatelný a v okolí značný. V 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. natlačovaném do nulové vrstvy dochází k turbulentnímu proudění, pohyby nabitých částic vytvářejí další magnetické pole, které se překládá přes pole původní. Výsledkem je změna charakteru magnetického pole. Navenek se zdá, jakoby magnetické siločáry změnily svou konfiguraci, přepojili se do jiného tvaru (odborně říkáme změnili topologiiTopologie – nauka o globálních vlastnostech a struktuře množin. Za topologicky ekvivalentní považujeme množiny, které lze spojitě deformovat jednu na druhou. Topologicky ekvivalentní nejsou množiny, lišící se přítomností „díry“, „slepením“ některých hraničních částí atd. Topologie vesmíru jako celku není známa. Rovnice obecné relativity nám umožňují jen sledování lokálních geometrických vlastností.). V novém uspořádání siločar má magnetické pole nižší energii než v původním. Tato energie zčásti urychlí částice podél nulové vrstvy a zčásti přejde na jejich tepelnou energii. Plazma se v místě přepojení siločar zahřeje, objeví se záblesk ve viditelné a někdy dokonce až v rentgenové oblasti.

Tento jev navrhl v roce 1946 australský astronom Ronald Gordon Giovanelli (1915–1984). Nulové body magnetického pole správně chápal jako zdroj ohřevu plazmatu a urychlení částic. Označení magnetické přepojení (anglicky „magnetic reconnection“) zavedl jako první anglický fyzik a astronom James Dungey, který v roce 1953 objevil, že změna topologie magnetických siločar je možná jedině v plazmatu s nenulovým odporem. V roce 1961 Dungey navrhl, že magnetické přepojení je mechanizmus odpovědný za transport energie slunečního větru do magnetosféry Země. Jak vidíme, počátky tohoto odvětví fyziky spadají do období před téměř třemi čtvrtinami století. Dodnes ale nemáme podrobné modely jevů probíhajících při přepojení siločar. Víme, že často dochází k explozivnímu chování, změny jsou prudké a velmi krátké. Přepojení siločar je zodpovědné za rentgenová vzplanutí na Slunci, při přepojení siločar se uvolňují plazmoidy s magnetickým polem, které putují celou Sluneční soustavou (tzv. koronální výrony 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).), přepojování siločar je i jedním ze zdrojů ohřevu koróny, i když ne dominantním. K přepojování siločar nedochází jen na Slunci, ale i v magnetosférách planet a samozřejmě také v laboratorním plazmatu. Profesor Lennard Fisk z Michiganské univerzity navrhuje, že by přepojování siločar mohlo být zodpovědné i za vznik podivných záhybů ve slunečním větru, které pozorovala sonda ParkerPSP – 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..

Lennard Fisk z Michiganské univerzity

Lennard Fisk z Michiganské univerzity dal jako první do souvislosti záhyby
ve slunečním větru s přepojováním siločar. Zdroj: Invisible Lens/Vimeo.

Záhyby ve slunečním větru

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., která sledovala Slunce z polární dráhy a monitorovala mj. 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 cm3. 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., zjistila, že dochází periodicky ke zvýšenému toku elektronů (v měřené oblasti 40 až 300 keVElektronvolt – 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), teraelektronvolt TeV (1012 eV) nebo petaelektronvolt PeV (1015 eV). V těchto jednotkách se také vyjadřuje hmotnost (E=mc2) a teplota (E=kBT). Jeden elektronvolt odpovídá teplotě přibližně 11 600 K.) a protonů (0,5 MeV) s periodicitou 26 dní. Několik vědeckých skupin upozornilo, že by mohlo jít o částice vznikající na rázových vlnách na hranicích korotujících oblastí, jakými jsou například koronální díryKoronální díry – oblasti Slunce s otevřenými siločarami, podél nichž uniká plazma do slunečního větru. Koróna je v těchto místech chladnější a nezáří v ultrafialovém a rentgenovém oboru. V koronálních děrách vzniká méně lokálních dipólů než v jiných oblastech.. Podrobnější analýza ale určila, že by k takovému jevu bylo zapotřebí, aby otevřené siločáry opouštějící sluneční povrch nerotovaly přesně se Sluncem, ale pohybovaly se v průběhu jedenáctiletého cyklu od západu k východu poněkud rychleji, než odpovídá rotaci Slunce. Tento globální pohyb otevřených siločar navrhl profesor Lennard Fisk z Michiganské univerzity v roce 1996. Za původce pohybu určil především dva faktory: jednak náhodné proudy plazmatu (tedy statistický jev, jehož převažující směr je dán diferenciální rotací) a jednak přepojování siločar s koronálními smyčkami uzavřeného magnetického pole, které vede na náhlý posun otevřené siločáry. Pro výzkum pohybu otevřených siločar jsou klíčové koronální díry – oblasti, v nichž otevřené siločáry dominují a odnášející plazma ven ze Slunce. Proto je v koronálních děrách koronaKorona – 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. chladnější než v oblastech uzavřených siločar, kde plazma dopadá zpět k povrchu. Koronální díry jsou tmavé v ultrafialovém a rentgenovém oboru a vzniká v nich výrazně méně lokálních dipólů než kdekoli jinde. Z jejich výzkumu se zdá, že otevřené siločáry skutečně migrují směrem k východu.

Při setkání pohybující se otevřené siločáry se siločárou ve tvaru uzavřené smyčky, jejíž pole je v oblasti setkání opačně orientované, dojde k přepojení obou siločar a uvolnění energie. Na opačné straně smyčky vznikne nová otevřená siločára. Je posunutá vůči původní siločáře, což přispívá ke globálnímu pohybu otevřených siločar, a navíc kopíruje tvar uzavřené smyčky, z níž vznikla, tedy získá charakteristický průhyb ve tvaru písmene S. Podél této siločáry dále unikají nabité částice a formují 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 cm3. 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.. Na obrázku je schéma tohoto děje pro otevřenou siločáru pohybující se zleva doprava. V následující animaci je pak dobře vidět vznik záhybu ve tvaru písmene S, otevřené siločáry se ale v této animaci pohybují opačným směrem, tj. zprava doleva. Detekce záhybů v místech vzniku slunečního větru nemusí být ve světle tohoto modelu nic podivného. Zdá se, že Fiskův model pohybu otevřených siločar vysvětlí nejen pozorování sondy Odyseus, ale i pozorování záhybů ze sondy Parker. I když Fiskův model vypadá velmi rozumně, budou třeba k jeho definitivnímu potvrzení ještě další pozorování.

Fiskův model vzniku záhybů ve slunečním větru

Fiskův model vzniku záhybů ve slunečním větru. Povšimněte si, že na počátku (A) mají červená a modrá siločára opačný směr. to je pro následnou možnost přepojení siločar podstatné. Zdroj: Justin Kasper, Levi Hutmacher, Michiganská univerzita.

Počítačová animace Fiskova modelu. Zdroj: Michiganská univerzita.

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage