Úvod

Hlavním cílem sondy SOHO je umožnit vědcům vyřešit některé ze spousty problémů okolo Slunce, jako například vnitřní strukturu, vyhřívání rozsáhlé vnější atmosféry a původ slunečního větru, který nepřetržitě vane po celé sluneční soustavě a ovlivňuje všechny planety. Technika sondy provádí náročná měření a pozorování, která vyvrcholí při maximu slunečních skvrn okolo roku 2000 a 2001.

Stálý pohled na Slunce je docílen výhodnou polohou 1.6 milionů kilometrů od Země, kde je gravitační působení Země a Slunce v rovnováze. Sonda tohoto bodu dosáhla 14. února 1996, prověřování všech funkcí oficiálně skončilo 16. dubna 1996. Během pozorování pomůže sonda porozumět interakcím mezi Sluncem a Zemí tak dobře, jako nikdy předtím.

V dubnu roku 1998 vědci oslavili dva roky působení sondy, a rozhodli se prodloužit její misi do roku 2003. 24. června bylo přerušeno spojení se sondou. Ještě 23. června byla sonda naposledy lokalizována radarem ARECIBO v Puerto Rico jako vysílač a sítí DSN jako přijímač. Po odmlce sonda poprvé zareagovala na radiové vysílání 3. srpna, a 8. srpna poslala zpět data týkající se stavu sondy a přístrojů. Zamrzlé hydrazinové palivo postupně roztávalo a 16. září byly zprovozněny trysky, které zastavily rotaci sondy a nastavily jí správným směrem ke Slunci. Vědcům se podařilo po téměř 4 měsících výpadku zprovoznit 9 z 12-ti přístrojů na palubě SOHO. Čtyři z nich jsou již plně funkční, ostatních pět ještě čeká na další oživovací akce. Zbylé tři přístroje se zapnou během následujících pěti týdnů. Zatím nic nenasvědčuje tomu, že přístroje jsou díky velkým mrazům trvale poškozeny.
První výsledek dlouhé a náročné práce řídícího střediska jsou nové obrazy z EIT, které jsou k dispozici na adrese http://sohowww.nascom.nasa.gov.

Výzkum

7. prosince 1997	8. prosince 1997	9. prosince 1997	10. prosince 1997

Nad koronárními děrami je mechanismus vzniku slunečního větru úplně jiný. Magnetické pole tady nezpomaluje odcházející materiál, a tak má tento druh stálého slunečního větru rychlost asi 700 až 800 km/s. V oblasti ve výšce 1 700 000 kilometrů nad koronálními děrami naměřil přístroj UVCS 60 krát vyšší pohybovou energii atomů kyslíku, z čehož jde usuzovat teplotu asi 200 milionů stupňů Celsia. Zařízení LASCO sleduje ve velké vzdálenosti od Slunce tok pomalého slunečního větru. Přístroj CELIAS má detekovat většinu dříve nezaznamenaných prvků a isotopů ionizovaných atomů slunečního větru. SWAN sleduje interakci slunečního větru a mezihvězdného vánku. První obrázky pořízené přístrojem MDI ukázaly slabé toky materiálu pod viditelnou částí Slunce, které nikdy předtím nebyly vidět. Vědcům toto pozorování přineslo úplně nový pohled na vířivé pohyby v horkém plynu a jeho interakce s magnetickým polem. Zařízení EIT provedlo mnoho pozorování Slunce v ultrafialovém spektru a přineslo obrázky magnetických polí, která vytvářejí silné poruchy. Ultrafialový spektrograf SUMER a CDS analyzuje podrobně stálé explozivní události v atmosféře, která má oproti viditelnému povrchu teplotu asi milion stupňů Celsia.

Popis sondy

Přístroje na palubě SOHO, výsledky
C D S (Coronal Diagnostics Spectrometer)	Tento přístroj je navržen pro získání dat z oblasti ultrafialového záření elektromagnetického spektra Slunce. Na obrázku je dobře vidět magnetickou smyčku v aktivní oblasti, která zabíhá až ke středu Slunce. Bílý flíček veprostřed je velký zhruba jako Země. Malý světlý bod napravo je výtrysk žhavého plynu.
C E L I A S (Charge, Element, and Isotope Analysis System)	CELIAS zkoumá složení slunečního větru a sluneční a meziplanetární energetické částice. Přístroj se skládá ze tří různých senzorů se společnou elektronikou, každý je optimalizován pro výzkum různých aspektů slunečního větru. Dále přístroj snímá ultrafialové záření, které vychází ze Slunce. Cílem pozorování energetických částic a souvislostí mezi nimi a pozorovatelnými ůkazy na Slunci, je odpovědět na zatím nevyřešené otázky, jako jsou tyto: stálé vyhřívání korony zrychlování slunečního větru vliv magnetických polí a vln na teplotu a pohyb hmoty, například u erupcí procesy vedoucí ke změnám množství iontů a částic vztah mezi složením a ději ve sluneční atmosféře Seshora dolů ukazuje graf tyto parametry slunečního větru: grupovou rychlost větru v kilometrech za sekundu hustotu (počet protonů na krychlový centimetr) pravděpodobnou rychlost tepelného pohybu (km/s) směr toku v rovině kolmé na hlavní ekliptiku
C O S T E P (Comprehensive Suprathermal and Energetic Particle Analyzer)	Přístroj je zvláštní dalekohled pro zkoumání energetických spekter elektronů a izotopů helia a vodíku. Jeho zaměření: statické procesy ve sluneční atmosféře vlastnosti energie a urychlování částic ve sluneční atmosféře složení atmosféry procesy v meziplanetárním prostoru Fotografie přístroje
E I T (Extreme ultraviolet Imaging Telescope)	EIT je schopen zobrazit vnitřní koronu a přechodnou zónu Slunce ve čtyřech vybraných pásmech ultrafialového spektra: Fe IX/X, 171 Fe XII, 195 Fe XV, 284 He II, 304 Může pozorovat aktivní oblasti, koronální díry, světlé body, polární chocholy, a další rysy Slunce. Přístroj úzce spolupracuje s dalšími zařízeními na palubě SOHO.  Tento obrázek vznikl pár minut po startu rakety. Všechny rysy vytváří magnetické pole. Fotografie je ve spektru emisních čar Fe IX/X a ukazuje koronu o teplotě milion stupňů. Slunce ve spektru emisních čar Fe XII. Korona v teplotě okolo 1.5 milionů K. Korona v teplotách od 2 do 2,5 milionů K ve spektru emisních čar Fe XV. Slunce ve spektru emisních čar He II. Přechodná zóna a horní chromosféra v teplotě okolo 60 000 K. Fotografie přístroje
E R N E (Energetic and Relativistic Nuclei and Electron experiment)	ERNE zkoumá Sluneční atmosféru detekováním částic uvolněných při energetických procesech. Měření: energetická spektra iontů a elektronů s energií nad 1 MeV základní a isotopickou přeměnu vodíku na železo urychlování částic ve Sluneční atmosféře šíření částic v koroně a meziplanetárním prostoru krátké dočasné změny v toku částic anisotropie proudu částic ve viditelné části Slunce detekce protonů a rozpadlých neutronů Kosmické zařízení je složeno z částic, které pocházejí z Mléčné dráhy a z atomových jader, která asi vznikají v supernovách. Část rozsáhlého spektra kosmických paprsků je zachycena na obrázku. Na dvou horizontálních osách je vynesena energie zachycena dvěma detektory, na vertikální ose je potom poměrná četnost. Fotografie přístroje
G O L F (Global Oscillations at Low Frequencies)	Tento přístroj je zaměřen na výzkum vnitřní struktury Slunce. Měří celkové oscilace Slunce v rozsahu 10-2 až 10-7Hz s důrazem na nízkofrekvenční vlny, které pronikají slunečním jádrem.
L A S C O (Large Angle and Spectrometric Coronagraph)	Tento přístroj je sestaven z tří částí, které pozorují velmi slabé záření korony. Hlavní otázky, na které může LASCO nalézt odpovědi jsou tyto: Jak je korona vyhřívána ? Kde a jak se urychluje sluneční vítr ? Jaké jsou důvody změn korony, a jakou roli hraje korona ve vývoji Slunce ? Fotografie ukazuje stejnou oblast o velikosti1,6 x 6 slunečních poloměrů během dvou dní. Na horní části je zachyceno klidné období, na horní části aktivní doba. K uvolnění hmoty dochází zřejmě po překročení určité hodnoty vnitřního tlaku.
M D I / S O I (Michelson Doppler Imager/Solar Oscillations Investigation)	SOI je mezinárodní projekt pro zkoumání vnitřní struktury a pohybu Slunce. Díky tomuto projektu vznikl přístroj MDI, který přináší zcela nové pohledy na vibrující vnitřek Slunce. Znalost těchto vlastností přispěje k porozumění vlastností neviditelného vnitřku Slunce, jako je složení a dynamika. Přístroj snímá Slunce CCD kamerou přes několik různých filtrů. Za nimi je pár laditelných Michelsonových interferometrů, které zaznamenávají záření v různých spektrech. Tento náčrtek ukazuje, jak se šíří zvukové vlny vnitřkem Slunce. Jenom vlny s určitou kombinací periody a horizontální vlnovou délkou rezonují se Sluncem. Napravo je graf intenzity v rezonančních kmitočtech.
S U M E R (Solar Ultraviolet Measurements of Emitted Radiation)	SUMER je navržen pro výzkum vlastností plazmy jako je hustota, složení, teplota, a dění spojené se sluneční magnetickou aktivitou v chromosféře a koróně. Má za úkol provést tato měření: zjistit tvar a intenzitu ultrafialových čar vznikajících mezi horní chromosférou a dolní částí koróny určit s vysokou přesností Dopplerův posuv světla opatřit bodové a přesné fotografie vybraných oblastí Slunce v ultrafialovém spektru získat obrazy Slunce a vnitřní koróny ve vybraných spektrech   První fotografie zachycuje Slunce ve spektru S VI, ukazuje přechodnou zónu o teplotě 200000 K. Obrázek je poskládán z 9256 menších snímků pořízených ze sedmi různých pohledů. Na druhé fotografii je třikrát zachycena stejná oblast v různých vlnových délkách. Měřítko pro intenzity je shodné pro všechny obrazy, nejsvětlejší místa mají největší intenzitu. Další obrázek znázorňuje spektrální posuv čar v gravitačním centru. Na poslední fotografii je vidět rozšiřování čar. Všechny obrazy zachycují stejné místo. Fotografie přístroje
S W A N (Solar Wind Anisotropies)	Lymanovo alfa záření vzniká v atomech vodíku, které proudí Sluneční soustavou. SWAN pozoruje toto záření ze všech stran. Hlavním cílem je popsat proudění protonů, které tvoří velkou část slunečního záření. Během prvního roku svého působení pořídil SWAN kompletní mapu tohoto záření. Dále přístroj měří koronu a geokoronu, jejíž pozorování zahájil krátce po startu. Pozorně byly také sledovány některé komety, například Honda-Mrko-Padjusakova, Hyakutake 1, Hyakutake 2 a Tabur.   Na fotografiích je kometa Hale-Bopp, která se přibližuje ke Slunci. Kometa je dobře viditelná hlavně díky svému vodnímu ohonu. Potřebný materiál se uvolňuje z ledu v jádře rychlostí asi 600 tun za sekundu. Zatímco pevné jádro komety má v průměru zhruba 40 km, velikost ohonu je odhadována na víc než 100 milionů km. Druhá fotografie ukazuje oblohu ve falešných barvách odpovídající vlnovým délkám 110-180 nm. Schéma přístroje
U V C S (Ultraviolet Coronograph Spectrometer)	Skládá se ze tří teleskopů s vnitřní a vnější clonou, dvou mřížkových spektrometrů a polarimetru viditelného světla. Účelem přístroje je odpovědět vědcům na širokou paletu otázek týkajících se slunečního větru a koróny. Hlavní cíle: Najít a charakterizovat zdroje slunečního větru v koróně Zjistit hlavní fyzikální příčinu urychlení slunečního větru Zjistit teplotu koronální plazmy v místech urychlení slunečního větru Blíže poznat jevy v koróně, které určují vlastnosti slunečního větru Kvůli tomu provede UVCS detailní rozbor ultrafialového spektra záření v kombinaci s viditelným zářením a provede průzkum vnější koróny (asi do 12 slunečních poloměrů od základní koróny. Vnější atmosféra Slunce se je vidět v ultrafialovém světle emitovaného ionizovanými atomy kyslíku , a Slunce samotné je vidět ve spektru ionizovaného železa (tuto část obrazu pořídil EIT). Tento složený obraz ukazuje tmavá místa na Slunci (koronální jámy), kde sluneční vítr získává rychlost. UVCS objevil, že atomy kyslíku, které opouštějí tato místa mají nadzvukovou rychlost a extrémně vysokou energii. Této energii odpovídá teplota nad 200 milionů  stupňů.
V I R G O (Variability of Solar Irradiance and Gravity Oscillations)	Experiment VIRGO provede následující pozorování: vysoce přesné měření celkového a spektrálního záření Slunce souvislé měření polárních a rovníkových průměrů frekvenci amplitudu a posuv kmitání v rozsahu od 1 mHz do 8 mHz Získaná data budou použita pro tato zkoumání: určení rychlosti zvuku popis hustotu jednotlivých vrstev a rotaci vnitřku Slunce studie sluneční atmosféry pomocí srovnání dat ze SOI-MDI a GOLF využití dat získaných ze Slunce ke globálnímu popisu povrchu hvězd vliv slunečních aktivních zón na celkové záření celková bilance energie Slunce vliv slunečního záření na pozemské klima

Kometa Hyakutake

Taková pozorování vyžadují speciální zařízení v kosmickém prostoru kvůli potlačení silného záření Slunce. Rozptýlené sluneční světlo v zemské atmosféře zabraňuje dobrému pohledu pozemských dalekohledů na kometu v období perihélia.

Když kometa vstupuje do vnější atmosféry Slunce, začíná reagovat se slunečním prostředím a z jejího chování můžeme usuzovat vlastnosti koróny. Animace (gif, 747 kB) ukazuje hlavu komety a tři samostatné ohony. Tyto ohony jsou vytvořeny z rozdílného materiálu, který různě reaguje s prostředím koróny. Těžké částice následují kometu na její dráze beze změny směru, zatímco jasné prachové částice jsou rozptýleny podél cesty kolem Slunce a jsou ovlivňovány slunečním zářením. Nakonec atomární částice jsou odpuzovány od komety slunečním větrem, pravděpodobně se směrem magnetických siločar koróny. Relativní změna směru kometárních ohonů by mohla být jasně viditelná po sedmi dnech pozorování.

Kometa Hyakutake se po své dráze vrátí zpět do Oortova oblaku, obrovské zásobárny komet, který je situován ve vzdálenosti 1.4 světelného roku od Sluneční soustavy.

Projekt LASCO také sledoval koronální materiál, který je vypuzován a urychlován podél magnetických siločar do meziplanetárního prostoru. Silná reakce mezi tímto materiálem a částí kometárních ohonů se očekávala, když Hyakutake přecházela rovinou rovníku Slunce.

Vědci budou mít další příležitost sledovat kometu, až se opět objeví po průchodu kolem Slunce a bude později viditelná na jižní obloze obyčejnými dalekohledy. Odborníci očekávají, že se dozvíme více o ohonech komety a okolní sluneční koróně podrobnou analýzou těchto snímku.
 

Dopad komet Romeo a Julie na Slunce 

(podle IAN)

Na Slunci se vám zase děly věci. Všechno to začalo v pondělí 1. června, kdy do oblasti vnitřní sluneční koróny pronikla kometa. Na pár hodin jasně zaplanula a vystavila na odiv svůj ohon, který dosáhl délky až milion kilometrů. Zaplatila za to životem, neboť se ve hřejivé sluneční náručí dočista vypařila. Takže to byl Romeo Kreutz, mezi zasvěcenci známý spíše jako SOHO-54. O pár desítek hodin následovala jeho osudu jeho novopečená vdova Julie (SOHO-55), která se rovněž beze zbytku rozplynula.

 

Foto SOHO (NASA/ESO)

Bezprostředně po zániku obou komet došlo za jihozápadním okrajem slunečního disku k dramatickým událostem, které vyvrcholily vyvržením nevídaného množství horkého plynu, který rychlostí stovek km/s prchal z gravitačního sevření Slunce. Mohutná koronální ejekce doprovázená ojedinělou eruptivní protuberancí byla pak pozorována na mnoha slunečních observatořích po celém světě, včetně observatoře ondřejovské. Zde byl její vývoj sledován celé dopoledne 2. června, a to od 8.45 do 12.35 LČ. Pozorováním gigantické erupce v červené spektrální čáře vodíku bylo možné zjistit jak se měnilo rozložení látky v protuberanci, i jak se měnilo rychlostní pole v tomto obrovském víru plazmy o teplotě několika tisíc Kelvinů, která se zavrtala do řiďounkého, mnohem teplejšího prostředí koróny, kde se teploty pohybují kolem milionu stupňů. Co bylo na celém tomto jevu zarážející, byla jeho mohutnost. Během několika hodin se vrcholek protuberance vystoupil do výšek cca milionu kilometru a ve své cestě kosmickým prostorem pokračoval dál. Vše bylo zachyceno na videu Super-VHS, které v patřičném zrychlení ještě podtrhuje dramatičnost celého jevu.

Faktem však je, že výšleh koronální ejekce Zemi minul ve zcela bezpečné vzdálenosti, že se geomagnetické pole nezachvělo, natož aby zadrnčelo.
Nicméně jednu věc ona gigantická a dávno nevídaná eruptivní protuberance zvěstuje zcela zřetelně: sluneční činnost je na vzestupu. Svého maxima dosáhne na prahu 3. tisíciletí, a jak prognózy nasvědčují, nepůjde o maximum jen tak ledajaké. Protonové erupce, které se už na tu dobu chystají pak mohou skutečně značně zkomplikovat život zejména té civilizací zhýčkané části lidské populace.

Komety končící svou pouť ve Slunci nebo v jeho těsném okolí ovšem už nejsou ničím neobvyklým. Za dobu činnosti sluneční družice SOHO, která byla na svou oběžnou dráhu vyvedena v roce 1995, jich tato pilná astronomická observatoř objevila celkem 55. Do té doby jich ovšem bylo pozorováno pouze 25. Komety SOHO 54 a 55 patřily do rodiny komet nazvaných Kreutzova skupina. Tyto komety se ve svém perihélu přibližují ke slunečnímu povrchu až na vzdálenost několika desítek tisíc kilometrů a není proto divu, že většina z nich toto horoucí setkání nepřežije. Některé z komet snad i dopadly na sluneční povrch. To však zatím nikdo z astronomů nepozoroval. Je třeba si uvědomit, že komety jsou skvělé a zářící jen tehdy, pozorujeme-li je na temném pozadí. Promítnou-li se na sálající sluneční povrch, beznadějně mizí z pohledu. Animaci (gif, 65 kB) pádu komet Romeo a Julie si můžete prohlédnout zde.

Komety Kreutzovy skupiny, které se dostávají do bezprostřední blízkosti Slunce byly pozorovány už hodně dávno. Kometární expert Dr. Brian Marsden (ano je to ten, který by chtěl ještě před dopadem pětikilometrové planetky ochutnat všechny ty speciality a dobroty, které si po celý život odpíral) je přesvědčen, už v roce 372 před Kristem jednu takovou kometu viděli a zaznamenali starověcí učenci Aristoteles a Ephorus.
 

O kometách Kreutzovy rodiny se soudí, že jde o úlomky původně jediné velké komety, která se rozpadla na spoustu úlomků již před několika tisíci lety (proces byl zřejmě podobný jako při rozpadu komety Shoemaker Levy 9). Komety této rasy byly pojmenovány po Heinrichu Kreutzovi, jenž se v letech 1880 až 1890 začal jako první těmito kometami systematicky zabývat.

Erupce na snímku Hvězdárny ve Valašském Meziříčí

Kometa C/1998 J1

Tato kometa byla poprvé spatřena 3.5.1998. Je to už 49. kometa, která byla objevena sondou Soho.

 

	Průlet C/1998 J1 v těsné blízkosti Slunce (vlevo nahoře) tak, jak jej mezi 7. a 8. květnem zachytil jeden z koronografů družice SOHO (snímá široké okolí do vzdálenosti asi třiceti slunečních poloměrů). Zářivé Slunce je zakryto malým terčíkem uprostřed. Animace (gif, 60 kB)

 

Trojici snímků pořídil 20. května Gordon Garrad z Austrálie. Vždy se jedná o tentýž obrázek (seskládaný z osmi desetisekundových CCD snímků 25centimetrovým dalekohledem), pokaždé však jinak upravený. Dalekohled byl naváděn za pohybující se kometou, proto jsou obrazy hvězd mírně protaženy. Na horní podobizně ve falešných barvách vyniká slabá koma a prachový chvost táhnoucí se směrem nahoru. Prostřední snímek ukazuje vlasatici tak, jak by mohla vypadat ve velkých dalekohledech. Spodní byl speciálně upraven, aby vynikly jemné struktury v plynovém chvostu.

 

---

Další informace o této sondě naleznete zde:

---