lima čís Ca
————————
Slunce po Ulysses Mgr. Lenka Soumarová, Štefánikova hvězdárna, Praha Každou sekundu produkuje Slunce ohromné množství energie, která zásobuje obyvatele Země světlem a teplem. Energie, jež byla vytvořena hluboko v srdci Slunce bouřlivým vodíkovým cyklem, putuje ze slunečního viditelného povrchu k Zemi. Jasnost povrchu však b r á n í astronomům dívat se přímo do slunečního nitra, ačkoliv povrchová vrstva má tloušťku pouhé tisíciny slunečního polomě ru. Bez přímého pohledu dovnitř je však obtížné zjistit, jak Slunce energii vyrábí, a jak se tato energie od centra k povrchu pohybuje. Naštěstí energie za sebou zane chává stopy po svém průchodu Sluncem a sluneční astronomové se v nich učí číst a snaží se zjistit, co vypovídají o nitru hvězdy. Rozluštění pohybu energie vyžaduje, abychom porozuměli, jak unikající ener gie interaguje s plynem u povrchu. A roz luštit, co pohyb říká o nitru, vyžaduje sto povat stezku „balíků" energie nebo foto nů zpět do slunečního nitra. Fotony světla jsou vyvrhovány ze slu nečního povrchu, z vrstvy zvané fotosféra silné několik set kilometrů. Blízký pohled na fotosféru odhaluje zrnité útva ry, zvané granule, které jsou výsledkem pohybu plynu ve sluneční atmosféře. Granule mají průměr kolem 1000 km a více než milion jich pokrývá sluneční povrch. Dosahují hloubky kolem 300 km, jsou tedy přibližně téže tloušťky jako je fotosféra. Granule vznikají díky konvekci, pře nosem tepelné energie pohybem materiá lu. Hned pod fotosférou má vodíkový plyn teplotu kolem 20 000 K; i tato teplo ta je ale malá na to, aby se elektrony osa mostatnily od vodíkového jádra. To způ sobuje odpor plynu k pohybu, a tak se vytvářejí granule (obr. 1). Středy granulí jsou jasnější, protože materiál vystupuje (rychlostí kolem 2 km/s) z teplejších spodních vrstev. Okolo granulí nepravidelného tvaru je tmavá ulička vyčerpaného materiálu, který je pořád ještě horký, ale jeví se tmavým, protože je o málo stovek kelvinů chlad nější než 6000 K teplý plyn granulí. Pozorování granulí ukazují, že jejich životnost je průměrně 20 minut. Při pozo rování pohybu plynu granulí si můžeme všimnout dalšího fenoménu zvaného 4
pětiminutové oscilace. Pohyb plynu blíz ko povrchu vytváří nízkofrekvenční zvu kové vlny, tak zvané tlakové vlny nebo pmódy, které jsou příčinou „záplat" na slu nečním povrchu pulsujících s periodou kolem 5 minut. Jedním z klíčů ke zkoumání sluneční ho nitra je studium toho, jak se zvukové vlny od povrchu odrážejí. Jelikož teplota vzrůstá směrem dovnitř, rychlost zvuku také vzrůstá dovnitř. Vzrůst rychlosti zvuku pod fotosférou zakřivuje pohyb vln zpět na povrch. Zvukové vlny, které se šíří ven, nemohou projít povrchem, odrazí se od něj a putují dovnitř. Vzdálenost mezi odrazy v sobě zahrnuje hloubku, do které vlny pronikly. Kromě granulí a zvukových vln zjistili astrono mové na Slunci i další pohyby. Granule mají svoji analogii v tzv. supergranulích. Supergranule nejsou viditelné okem, pro tože malý teplotní rozdíl mezi jejich stře dem a okrajem nezpůsobí významnou změnu jasu. Lze je zjistit pouze při pozo rování pohybu plynu. Plyn pomalu vystu puje z centra těchto konvekčních buněk (zhruba 0,5 km/s) a klesá na jejich okra jích. Supergranule jsou zhruba 30x větší než granule, mají průměr kolem 30 000 km, sahají do hloubky 10 000 km a „doží vají se" zhruba dvou dnů (obr. 2). Podobně jako granule, tak i supergra nule pomáhají transportovat teplo z niž ších slunečních vrstev na povrch. Zhruba 20 000 km pod povrchem dosahuje teplo ta 150 000 K. Pod touto oblastí nemá heliové jádro žádný elektronový obal. Nicméně v této oblasti jádra začínají zachytávat své první elektrony, a tím je umožněna tvorba supergranulí. Kromě pohybu granulí, supergranulí a zvukových vln je ještě jeden pohyb, který astronomy zaměstnává - rotace. Slunce rotuje dokola za 27 dní, ale proto že je to jen koule plynů, není tato doba všude stejná. Jak ukázala pozorování,
plyn poblíž rovníku rotuje jednou za 24 dní, kdežto oblasti kolem pólů potřebují na otočku 30 dní. Tato diferenciální rota ce vyplývá z interakce mezi sluneční rotací a pohybem plynu ve vrstvách pod fotosférou. Vrstva nazývaná konvekční zasahuje až 150 000 km pod fotosféru, tedy téměř čtvrtinu slunečního poloměru. Pomalu se pohybující plyn v buňkách transportuje teplo ze spodních vrstev, kde je teplota zhruba 2 miliony K, a jak se stoupající plyn blíží k povrchu, rozpíná se a chlad ne. Chladnější plyn klesá dolů, kde je zahříván energií z vnitřku, a tak ji stále přenáší k povrchu. Sluneční rotace hraje důležitou úlohu v dynamice konvektivní zóny. I když je příliš pomalá, aby měla vliv na pohyby v granulích a supergranulích, její vliv na velké buňky je dramatický. Rotace nata huje buňky od severu k jihu, čímž je smr šťuje ve směru východozápadním. Tak buňky připomínají banány s užšími konci u pólů. Horizontální tok v uvedených buň kách je největší ve směru severozápad ním. Sluneční rotace od západu k výcho du tak obrací pohyb hmoty původně smě řující k východu zpět k rovníku. Tento pohyb se skládá s vlastní rotací a ury chluje rovníkové části, které se tak pohy bují rychleji než je průměr. Tok směrem k západu směřuje k pólům a působí proti rotaci, čímž zpomaluje rotaci polárních oblastí. Pohyb plynů v konvekční zóně má také moc nad slunečním magnetickým polem. Nejznámějšími projevy tohoto pole jsou sluneční skvrny. V průběhu 11 letého cyklu počet skvrn vzrůstá a jejich poloha se pomalu přesouvá z vysokých šířek do nižších. Magnetické pole se tak chová jako gumový pásek. Může se natahovat, krou tit a trhat a může se znásobit, čímž se stane silnější. Diferenciální rotace mag netické pole natahuje a ovíjí jej kolem hvězdy. Siločáry se také mohou roztrhat. Magnetické pole na povrchu může poza stavit přísun tepla a vytvářet tak chlad nější skvrny. Pod konvekční vrstvou leží vrstva v zářivé rovnováze rozprostírající se od 25 do 90% poloměru. Jak název napoví dá, energie se zde šíří zářením, jmenovitě fotony. Teplota vzrůstá od 2 milionů blíz ko konvekční vrstvy k 10 milionům K na dně vrstvy. Plyn je natolik žhavý, že jádra vodíku, hélia a dalších těžších částic jsou zcela odloučena od elektronů. Astropis 2/1996
Rozhraní mezi konvekční vrstvou a vrstvou v zářivé rovnováze se vyskytu je tam, kde teplota dovolí některým těž kým jádrům uchvátit elektrony. Tím se pro fotony stává obtížným projít takovým plynem, jelikož atomy zachycují a roz ptylují světlo účinněji než samostatná jádra a samostatné elektrony. Vzrůst absorpce světla, tedy opacity, způsobí zachycení části záření, jež se řídí vzrůs tem teploty. Atomy mají větší tepelnou kapacitu než samostatná jádra. Tyto dva efekty - vzrůst opacity a tepelné kapacity - způsobují, že účinnějším transportem energie je pohyb plynu než záření. Takže nad touto vrstvou teplo přenáší konvekce, kdežto pod ní dominuje záření (obr. 3). • Všechna energie pochází z jaderných reakcí probíhajících hluboko v nitru. V centru teplota dosahuje 15 milionů K a tlak stlačuje plyn na hustotu vyšší než je hustota zlata či olova. Tyto podmínky způsobují, že vodíková jádra se slučují a vytvářejí tak helium. Tato reakce je doprovázena uvolňováním energie v oblasti rentgenového záření. Nukleární reakce probíhají v nejvnitřnějších deseti procentech Slunce, tedy v oblasti odpoví dající objemem planetě Jupiter. Když jsme se na své cestě dostali až do jádra, můžeme nyní shrnout pouť energie z jejího zdroje k povrchu, kde je vyzářena do prostoru. Rentgenové záření uvolňované slučováním vodíku urazí pouze zlomek milimetru, než je atomy absorbováno a znovu vyzářeno. Putuje ze slunečního povrchu k Zemi na vzdálenost 150 milionů km něco málo přes 8 minut. Za tutéž dobu rentgenové záření ve slu nečním nitru urazí pouze 1 cm. Tak se rentgenové záření jen pomalu probíjí z jádra a blíží se k vrstvě v zářivé rovnováze. Energie zahřívá čím dál více plynu, a tak teplota ve vrstvě v zářivé rovnováze klesá. Jakmile fotony dosáh nou rozhraní vrstvy v zářivé rovnováze a konvekční vrstvy, tak plyn znovu vyzá ří energii na delších vlnách, nicméně stále jako rentgenové záření. Když foton vstoupí do konvekční vrstvy, zahřívá plyn. Ale místo znovuvyzáření energie nyní stoupá samotný plyn nesoucí tuto energii. Pohyb je částí vel kolepého baletu ohromných buněk, které se snaží přenášet teplo k povrchu. Zhruba 20 000 km od povrchu dovo luje klesající teplota vznik atomů a teplo zde transponují menší supergranule. Blíže k povrchu granule nad supergranulemi převládají a teplo k povrchu pak přeSlunce po Ulysses
Obr. 1 nášejí ony. Chladný a řídký plyn fotosféry je průchozí pro světlo a vyzařuje světlo pocházející z energie rentgenového záření vzniklého před milio ny let v jádře. Tento model Slunce existuje desít ky let a tvoří základní kámen pro pochopení procesů v jiných hvěz dách. Nikdo nepochy buje, že tento model je v základech správný, ale naráží na pro blémy v okamžiku, kdy se jej astronomo vé pokoušejí zasadit do vztahu s teoretic kým popisem slunečního magnetického pole. Sluneční astronomové vyvinuli dvě třídy teorií k vysvětlení chování cyklu sluneční magnetické aktivity. První je založena na domněnce, že supergranule se točí a balí na sebe magnetické pole, čímž se vysvětluje, že diferenciální rota ce se musí měnit se slunečním polomě rem, abychom dostali pozorované chová ní cyklu aktivity. Tyto teorie tvrdí, že rychlost rotace vzrůstá směrem dovnitř konvekční vrstvy. Jinak by průměrná šířka výskytu skvrn nemohla cestovat během 11 leté periody k rovníku, jak je pozorováno. Druhá třída modelů struktury a dyna miky slunečního nitra za vznik diferenci ální rotace považuje konvektivní pohyb. V těchto teoriích klesá rychlost sluneční rotace směrem do konvekční zóny. Tyto modely selhávají při vysvětlení chování magnetického pole - průměrná šířka výskytu slunečních skvrn se místo k rov níku pohybuje k pólům. Obě skupiny teo rií by potřebovaly, aby sluneční cyklus byl dlouhý 1 nebo 2 roky a ne 11 let. Základním problémem je, že konvek tivní pohyby vypadají příliš výkonné pro pohyb magnetických polí kolem konvek tivní zóny. Přímý pohled na tyto oblasti je nemožný, protože sluneční fotosfèra je zakrývá, ale astronomové si vypůjčili trik od geologů, aby mohli pod povrch nahlédnout. Na Zemi využívají seismologové seismické vlny vznikající při zemětřeseních k výzkumu zemského nitra. Při měření vlastností zvukových vln ve fotosfère tak mohou helioseismologové určit strukturu a pohyby ve slunečním nitru.
Zvukové vlny vznikající konvekcí se zachytí ve Slunci a dostanou charakter vibrací. Protože se rychlost zvuku zvětšu je se vzrůstající teplotou, mohou astrono mové měřením rychlostí odlišných vln určit teplotu různých vrstev. Podobně mohou odvodit vnitřní pohyby měřením rozdílů v rychlostech vln, pohybujících se proti sobě v horizontálních směrech. Aby mohli pozorovatelé „vidět" pod povrch, musí přesně určit obě struktury vln a jejich periody. To vyžaduje téměř nepřetržité sledo vání Slunce - jednou za minutu po dobu mnoha týdnů a s vysokým prostorovým rozlišením. Dřívější úsilí o pozorování vln poskytlo několik výsledků. Měření ukázala, že základna konvekční zóny leží v hloubce 200 000 km oproti 150 000, které předpokládala teorie. Další pozoro vání potvrdila teoretické modely, které předpokládaly, že helium tvoří 24% hmoty v konvekční zóně. A ukazuje se, že rozdíl rotace pozorovaný na povrchu zůstává konstantní v celé konvekční zóně, což je v rozporu s oběma teoriemi cyklu sluneční aktivity. V přechodové vrstvě mezi radiační a konvekční zónou rozdíly rotace pomalu mizí. Plyn v radia ční zóně rotuje přibližně stejnou rychlos tí jako tuhé těleso, podobně jako Země. Tato pozorování vedou výzkumníky k závěru, že sluneční cyklus má původ v pohybech plynu přechodové vrstvy. To podporuje i povaha magnetického pole. Když se magnetické pole vytvoří v kon vekční zóně, projde jí tak rychle, že kon vektivní proudy mají příliš málo času na to, aby jej poznamenaly. Na druhou stra nu, magnetické pole zakotvené v přecho dové zóně bude narušeno rozdílnou rota cí a zkrouceno a nataženo konvektivními proudy, které do této vrstvy shora proni kají.
Konvektivní
Obr. 2 proudy. Pohled do Slunce bude roku 1998 nepochybně díky GONG a SOHO dramaticky odlišný od toho dnešního. •
Pokrok nového modelu může být urychlen dvěma novými pokusy pozoro vat sluneční vlny a oscilace (obr. 4). Většina slunečních observatoří může Slunce pozorovat 1 0 - 1 2 hodin denně, pokud ovšem počasí „spolupracuje". Z jižního pólu pozorovali astronomové Slunce nepřetržitě dokonce po několik dnů. Aby se situace trochu zlepšila, staví Národní sluneční observatoř v Arizoně šest identických přístrojů k měření oscila cí. Tyto přístroje vytvoří síť GONG (Global Oscillation Network Group), která umožní pozorování ze šesti odliš ných míst na světě. Tato síť bude Slunce nepřetržitě sledovat po dobu tří let. NASA a ESA sestavily podobný pří stroj, který je instalován na družici SOHO. Tento přístroj bude dva měsíce sledovat Slunce v mnohem větším pro storovém rozlišení než GONG a navíc nebude jeho pozorování ztíženo chvěním atmosféry. Po zbytek roku bude pozoro vat s poněkud menším rozlišením, a pak bude celý proces opakovat po dobu dvou let. Dohromady mohou pozorování SOHO a GONG odhalit nové informace 0 dynamice a struktuře slunečního nitra. Konkrétně mohou nová pozorování lépe vysvětlit strukturu a pohyb ve vrstvě mezi radiační a konvekční zónou. Po dvaceti letech pokusů tak budou mít astronomové možnost nahlédnout do obřích buněk konvekční zóny a závěry porovnat s dnešními modely. Mohou zjis tit nové skutečnosti o radiační zóně 1 o jádru, které zůstávaly našim zrakům dodnes ukryté. Jádro může rotovat rych leji, než si dnes někteří vědci myslí, a v pravděpodobně nevýrazné radiační zóně mohou být nalezeny cirkulující 6
Nový pohled na Slunce nám však již dnes zprostředkovala sonda Ulysses, která získala informace nejen o slunečních oscilacích, jež mohou nejlépe osvět lit procesy probíhají KonvcXtrvnl jón* cí v nitru, ale i o slu nečním větru a kosmických paprscích. Naše Slunce, centrum sluneční sou stavy, plní neustále meziplanetární pro stor plazmatem iontů a elektronů - slu nečním větrem. Vzniká ve vnější sluneč ní atmosféře, v koróně, kde teploty milio nů stupňů ionizují a excitují plyn tak dlouho, dokud nepřekoná sluneční gravi tační sílu, a poté je vyvrhován ven rych lostí 300 až 1000 km/s. Stejně jako pozemské větry je i sluneční vítr velmi p r o m ě n l i v ý . Vyskytují se zde bouře, někdy vichři ce, ale také periody . Konvekthmí vr: relativního bezvětří. Fotografie slunečního zatmění odhalily nápadné asymetrie ve struktuře sluneční koróny, nevyhnutelně vedoucí k závěru, že sluneční vítr musí kolísat s šířkou a dél kou Slunce. Všechny naše znalosti o slunečním větru pocházejí z měření sond, jež se nacházely v rovině ekliptiky nebo blízko ní - tedy v rovině, jež je určená drahou oběhu Země kolem Slunce. Sluneční rov ník je téměř shodný s ekliptikou, odkud nejsme schopni vidět dále než 7° na jih a na sever, a proto si už dříve fyzikové uvědomili důležitost rozšíření našeho lokálního pohledu na sluneční sféru, které říkáme heliosféra, vysláním sond mimo dvoudimenzionální svět ekliptiky tedy nad a pod ekliptiku. Tento úkol spl nila malá sonda Ulysses, jež úspěšně pro
zkoumala vesmírný prostor kolem obou pólů Slunce. Na polární dráhu se dostala díky „gravitačnímu kopanci" Jupitera (obr. 5). Dne 26. 6. 1994, 28 měsíců po nave dení Jupiterem, dosáhla sonda šířky 70° a takto oficiálně zahájila výzkum jižní polární oblasti. Výzkum trval 132 dní, tj. 5 otoček, sonda dosáhla 80,2° jižní šířky ve vzdálenosti 344 milionů km od Slunce. Pak začala severní šířka sondy narůstat a v polovině března 1995 prošla rovinou ekliptiky ve vzdálenosti 1,34 astronomické jednotky od Slunce, 80,2° severní šířky dosáhla 31. 7. • Sonda dosáhla vysoké šířky v minimu sluneční aktivity, kdy ve struktuře koróny na pólech dominují díry - tedy chladné oblasti s nízkou hustotou a relativně malým počtem tranzientů. (Tranzient se používá pro označení velkého počtu změn v koroně např. náhlého zjasnění anebo zmizení sktruktury, expanzi, stou pání nebo roztrhnutí oblouků a pohyb různých zahuštěnin.) Když se někdy tyto koronální díry rozšíří až do blízkosti rov níku, rychlost slunečního větru v blízkos ti ekliptiky narůstá. Na základě těchto pozorování a mnohaletých pozorování ze Země očekáváme, že Ulysses objeví
Obr. 3 rychlý sluneční vítr nad póly. Naštěstí je to přesně to, co se stalo. Od července 1992 do dubna 1993, když se Ulysses blížila ke Slunci, domi noval ve slunečním větru jednoduchý vysokorychlostní proud jednou za sluneč ní otočku s pomalejším prouděním mezi jednotlivými otočkami. Po použití dat z experimentu na sondě se zjistilo, že exi stuje rychlý proud v jižní polární koroAstropis 2/1996
pod rovník. Již snímky v oboru rentgeno vého záření ukazují, že polární koronální díry nebyly najednou blíže k rovníku než 60°, takže pás koronálního paprsku blíz ko slunečního povrchu může být mno hem širší, zhruba 120° v šířce. Tato dvě pozorování vedou k závěru, že se sluneč ní vítr těsně u Slunce podřizuje směru převažující expanze a není tedy přísně radiální.
Obr. 4 nální díře rozšířené k rovníku. Původ pomalejšího větru byl odhalen v pásu tzv. koronálního paprsku, který obepíná slu neční magnetický rovník. Koronální paprsky jsou charakteristické přibližně radiální strukturou a elektronová hustota je vnich 3-10 krát zvýšená. Od května 1993 dominantní proud pokračoval, ale jeho rychlost občas narů stala. Vědci se domnívají, že sonda nara zila na hranice mezi pásem koronálního paprsku a koronální dírou. Kolem 40° jižní šířky se sonda pono řila do slunečního větru z oblasti koro nální díry, jehož rychlost je průměrně 750 km/s - tedy více než dvakrát větší než u ekliptiky. Tyto podmínky trvaly do začátku února 1995, kdy sonda klesla na 22° jižní šířky a přístroje opět registrova ly slabý sluneční vítr v pásu koronálního paprsku. Ve sledovaném období dvou let se koronální paprsek změnil. Byl úzký v šíř kách kolem 45° a byl soustředěn nepatrně
Průchod severnim Červen - říjen 95
Průchod jižním pólem Červen • Listopad 1994
Slunce po Ulysses
Od začátku dubna 1995 zkoumala sonda severní polokouli. Jak se dalo oče kávat, sluneční vítr se chová velmi podobně jako na jižní polokouli. Vědci zjistili, že polární vítr vzniká v oblasti sluneční atmosféry o několik stovek tisíc stupňů chladnější než 1 800 000 K teplý zdroj pomalého větru u rov níku. Mohli bychom očekávat, že vysoká rychlost vzniká spíše v horkých než chladnějších oblastech. Odkud se bere dodatečný tlak, jež vítr urychluje? Jedno řešení této záhady by mohlo ležet v che mickém složení větrů. Srovnáme-li pomalý vítr s rychlým, pak rychlý vítr je chudší na prvky jako hořčík, které se rela tivně snadno ionizují. Chemické složení má svůj původ patrně v chromosféře nebo v procesech vyskytujících se pod koronálními děrami. Sonda zjistila, že magnetické pole v chromosféře v polárních oblastech je organizováno průměrně tak, jak bylo předpovězeno dříve ze slunečního větru. Podle Parkerova modelu tvar pole vychá zí z kombinace slunečního radiálního vnějšího proudění, které vytváří linie a rotace Slunce, ke které jsou připoutány. Pole se deformuje do spirály, která je
pomalejší na pólech než na rovníku. Tým studující výsledky magnetomet ru objevil jasné a v mnoha případech neo čekávané fluktuace pole vyskytující se na všech časových škálách, a dále zjistil, že směr pole se může dramaticky změnit během několika hodin. Plazma sluneční ho větru se od svého úniku ze Slunce mění jen nepatrně. Překvapení je v tom, že si sluneční polární vítr podrží svoje charakteristiky dále než na vzdálenost 4 AU a větší. Pozorování tedy naznačují, že rychlý sluneční vítr pozorovaný v eklipti ce vzniká ve vyšších šířkách a poskytuje tak další svědectví o neradiálním směru šíření. Další překvapení se týká intenzity pole nad póly. Sluneční íyzikové předpo kládají, že ve vysokých šířkách objeví přítomnost dipólového uspořádání mag netického pole s jasnou koncentrací mag netického toku souhlasícího s magnetic kým polem. Tato předpověď byla založe na na extrapolaci magnetického pole na slunečním povrchu (fotosféře) měřeného ze Země. Orientace magnetického pole v období slunečního minima se jasně podobá dipólu s osami skloněnými od 10° do 20° ke sluneční rotační ose. Předpokládalo se, že otisk těchto polí vzniká magnetizovaným slunečním vět rem a je nejzřejmější v radiální složce slunečního magnetického pole. Místo toho byla nalezena koncentrace magnetického toku v blízkosti pólů. Výzkumníci věří, že magnetické tlaky, které jsou v blízkosti slunečního povrchu, jsou odpovědny za přerozdělení pole v rovníkovém směru. Zde je opět důkaz naznačující velkorozměrovou divergenci slunečního toku z polárních koronálních děr.
Kosmické paprsky - vysokoenergetická jádra vznikající při explozích supernov - jsou významným členem rodiny částic, které představují oby Setkání vatelstvo heliosféry. Předsta upiterem vují pouze vzorek hmoty, kte Únor 92 rou jsme získali ze vzdále ných hvězd. Od té doby, co byla uskutečněna meziplane tární mise, která zkoumala třetí heliosférickou dimenzi, si kosmičtí fyzikové pohráva jí s myšlenkou, že by byli schopni detekovat úplnější 100 dni vzorek částic kosmického záření nad slunečními póly. Obr. 5 7
Tady je jejich zdůvodnění: siločáry heliosférického magnetického pole, které vystupují na pólech, by měly být defor movány sluneční rotací do spirály mno hem méně než siločáry vznikající na rov níku (obr. 6). Proto kosmické paprsky (které jsou elektricky nabity, a tedy nuce ny pohybovat se podle silokřivek magne tického pole), by měly mít snadnější pří stup do vnitřní heliosféry nad póly. Modely pohybu částic kosmických paprs ků v heliosférickém magnetickém poli ve skutečnosti předpovídají další rovníkopólový proud, protože proud se pohybuje podle silokřivek magnetického pole, jež tárních energetických částic bude spíše je v oblasti rovníku zakřiven. Existence řídké nad póly v období slunečního mini takových vysokošířkových „trychtýřů ma. Zrychlené částice se vyskytují obvy kosmických paprsků" může dovolit části kle v takových energetických případech cím dosáhnout Ulysses s velmi malou jako jsou sluneční erupce a podél mezi ztrátou energie. Po těchto závěrech planetárních rázových vln. Myslíme si, že můžeme studovat vlastnosti kosmických oba tyto procesy mohou být omezeny paprsků (např. jejich složení a rozložení v nízkých a středních šířkách v období energií) za energetickou hranici, která je slunečního minima a některé vysoce v ekliptice, kde deformace magnetického nabité energetické částice, které se tam pole a turbulence slunečního větru vytvá "vytvořily, budou omezeny ve svém vol ří efektivní barieru nízkoenergetickým ném pohybu směrem k pólům, protože částicím. budou muset projít magnetickým polem, Splnila měření očekávání? Odpověd které jejich dráhu zakřiví. Vědci kolem zní ne. Ačkoliv detektor částic zazname Ulysses byli překvapeni, že našli opakují nal více kosmického záření nad póly než cí se vlny počtu částic poblíž ekliptiky ve v blízkosti ekliptiky, nárůst byl mnohem spojitosti se společně rotujícími rázový menší než se očekávalo, zejména v přípa mi vlnami, přesahujícími k 70° jižní dě nízkých energií. Vysvětlení je třeba šířky, protože předpokládali, že družice hledat ve výsledcích zkoumání magnetic nebude dále detekovat rázové vlny. Vlny, kého pole. Nepravidelnosti v magnetic které rotují spolu se Sluncem, vznikají kém poli pozorované nad póly, zejména v meziplanetárním prostoru při interakci jejich náhlé změny ve směru, jsou schop s dlouhožijícími rychlými a pomalými ny rozptýlit vstupující kosmické částice, proudy slunečního větru. Pozorovateli což způsobuje, že trychtýř kosmických z meziplanetární sondy se jeví, že oblas ti, v nichž dochází k interakci, rotují se paprsků je méně efektivní. Sluncem a vytvářejí maximum počtu čás Existence tohoto efektu byla předlo tic při každé otočce; pokaždé, když čelo žena už v roce 1980 Randym Jokipiim rázové vlny projde přes tyto oblasti. a Josephem Kótou (University of Arizona). Naznačili, že velké směrové Společně rotující vlny se podle odbor fluktuace magnetického pole vznikají níků z týmu Ulysses snad formují ve náhodnými pohyby poloh silokřivek pole vysokých šířkách, ale ve větších vzdále ve fotosfère, a že ty jsou překážkou kos nostech od Slunce než se vyskytovala mickým paprskům. Další modelování Ulysses. V tomto případě se domnívají, scénáře tohoto náhodného pohybu spo že většina z pozorovaných částic lečně s pozorováním z Ulysses nám může v rozumných výškách vzniká v této vzdá sice nabídnout úplnější obraz, ale polární lenější poloze a pohybuje se dovnitř oblasti heliosféry nám nemohou poskyt podél siločar magnetického pole. Zdroj nout okno pro studium kosmických nízkoenergetických částic je také vyžado paprsků, jak jsme doufali. ván pro podporu urychlovacího procesu Jedním z prvních úkolů sondy a jedním zřejmým kandidátem jsou slu Ulysses bylo zjistit, jak se částice s ener neční erupce. Bez takového zdroje budou giemi blízkými 1 milionu eV pohybují urychlující procesy pravděpodobně méně polem magneticky nabitých částic, jež se účinné. Ve skutečnosti sonda nedetekova nacházejí v heliosféře, zejména z nízkých la žádné energetické erupce při svém pře do vysokých šířek. Prioritním úkolem pro chodu nad póly, které by mohly poskyt Ulysses bylo zjistit, jestli pole meziplane nout vysvětlení, pro nedostatek opakují8
Obr. 6
cích se částic zvláště v šířkách větších než 70°. S jiným vysvětlením přišli Japonci: velký příčný pohyb přes siločáry pole může zachycovat částice urychlené v niž ších heliografických šířkách ve společně rotujících rázových vlnách, jež jsou potom neseny k pólu. Ať platí jakýkoliv mechanismus, Ulysses odhalila nový a překvapivý aspekt chování heliosféry: „hodiny" vznikající sluneční rovníkovou rotací tikají v mnohem větší míře, než se předpokládalo. Data z vysokých heliografických šířek také znamenala velký přínos pro studium mezihvězdných zachycených iontů. To jsou částice mezihvězdného plynu, které pronikají do heliosféry jako neutrální atomy, než jsou ionizovány ult rafialovým slunečním zářením, a potom jsou strženy slunečním větrem. Zachycené ionty jsou obtížně rozlišitelné v blízkosti Země, protože částice atomů jsou ještě předtím ionizovány ve vnitřní sluneční soustavě. Jedinečná dráha sondy Ulysses sahající až do vzdálenosti 5 AU opatřila mnoho informací o těchto části cích. Na základě měření sondy mohli vědci stanovit zastoupení částic mezih vězdného plynu. Jak ukazuje tabulka, ve sluneční soustavě je poměr He ku O nepatrně nižší než v mezihvězdném prostoru, ale poměr C ku O je poněkud vyšší. Důvod této skutečnosti se zkoumá. Kromě toho, při srovnání toků dva krát ionizovaného He vznikajícího ze slu nečního větru a poněkud rychlejších iontů, bylo určeno absolutní zastoupení neutrálního He v lokálním mezihvězd ném prostředí. Jeho hodnota 0,015 atomu na centimetr krychlový a je ve výborném souhlasu s hustotou odvozenou nezávisle Manfredem Wittem a jeho spolupracov níky na základě dat z jiných experimentů Ulysses. Astropis 2/1996
Už z pozemních pozorování se vědě lo, že Slunce osciluje asi jako bubnová blána, jež tak vytváří akustické stojaté vlny. Tyto stojaté vlny známe jako tlako vé neboli p-mód oscilace s periodu 5 minut, což odpovídá frekvenci 0,001 až 0,005 Hz. Obtížněji postižitelné jsou tzv. gravitační vlny, neboli g-mód oscilace. Domníváme se, že vznikají z hustotních změn hluboko ve Slunci a jejich jedno značná detekce nám otvírá okno do slu nečního jádra. Bylo očekáváno, že Ulysses bude detekovat jen periody vztažené ke sluneč ní rotaci. Místo toho však byl v datech nalezen důkaz pro mnoho oddělených periodických složek. Některé frekvence vypadají, jakoby odpovídaly opticky detekovaným p-módům. Nejvíce teorii narušují složky v mnohem menších frek vencích od 1 do 140 Hz (s periodami mnoho hodin) - dobře se hodící k předpo vědím pro sluneční g-módy. Jak jsou sluneční oscilace přenášeny do heliosféry a jak jsou schopné modulo vat tok energeticky nabitých částic? Vědci se domnívají, že klíč leží v pohybu supergranulí založeném na velkorozmě rové konvekci na slunečním povrchu. Nabité částice jsou spojeny se Sluncem heliosférickým magnetickým polem, které svazuje částice do supergranulí. Díky skládání mnoha g-módů mohou být tyto oscilace přeneseny k částicím podél vln šířících se podél siločar magnetické ho pole. Tak byl nalezen důkaz pro frek vence g-módu v meziplanetárním magne tickém poli v souhlasu s hypotézou. Sonda Ulysses také jako první usku tečnila přímá měření mezihvězdného pra chu. Setkala se s opakujícími se proudy prachu, jež pocházely z Jupiterovy magnetosféry. Tyto vysokorychlostní výtrys ky byly naprosto neočekávané, ale byly také zaznamenány sondou Galileo, která se k planetě přiblížila. Ulysses zjistila mnoho nového o široké paletě přiroze ných radiových signálů z heliosférického a jupiterovského zdroje. Poměr H/He He/O N/O Ne/O C/O
"Mezihvězdný" "Sluneční" 5,9 290 0,13 0,20 <0,15
10 114 0,13 0,14 0,42
Tab. 1 - Poměrné zastoupení částic plynu v mezihvězdném prostoru a ve sluneční soustavě. Slunce po Ulysses
A co dál? Sonda bude nadále praco vat, neboť její elektronika je výborná a je schopná pracovat při plném využití všech funkcí ještě více než 5 let. Snad Ulysses opravdu přežije tak dlouho, a udělá ještě jedno „přehoupnutí" přes polární oblasti Slunce v období vysoké sluneční aktivity v letech 2000 a 2001, neboť dráha má periodu 6,2 roku, což souhlasí s polovi nou cyklu sluneční aktivity. Ale co bude dělat do té doby? Ulysses nyní sestupuje pomalu ze severní polární oblasti. Jak se opět přiblíží k ekliptice, nastane unikátní příležitost uskutečnit koordinovaná pozorování se sondou SOHO, která provádí rozsáhlé experi menty věnované studiu sluneční koróny a slunečního větru. Období kolem afélia (1997-1998) bude velmi zajímavé. V průběhu tohoto intervalu bude Ulysses trávit mnoho měsíců poblíž ekliptiky v téměř konstant ní vzdálenosti (kolem 5 AU) od Slunce. Při prvním aféliu byla sonda zaměstnána Jupiterem. Až se sonda dostane podruhé do vysokých šířek, očekává se, že podmínky v polárních oblastech se oproti prvnímu setkání dramaticky změní. Dosti jedno duché konfigurace, které se nacházejí v koróně v období minima s velkými koronálními dírami nad polárními oblast mi, budou nahrazeny mnohem složitějším uspořádáním, pravděpodobně zahrnují cím vysokošířkové koronální paprsky. Výtrysky jako sluneční erupce a koronál ní výtrysky hmoty budou dominantní aktivitou, velice rušící sluneční vítr a budou tedy podstatně ovlivňovat přenos kosmických paprsků a energetických slu nečních částic. Ulysses má zřejmě naprosto jedineč né postavení, a to jak doslovně, tak obrazně ke studiu vývoje třídimenzionál ní heliosféry od minima k maximu aktivi ty po mnoho let. Je nasnadě, že žádná jiná sonda v dohledné době nebude mít šanci být takto úspěšná.
Nejsme
jediný
astronomický v
České
ale
časopis
republice,
mohli
bychom
být. . .
ASTROPIS Časopis pro astronomy amatéry
Astropis Štefánikova Petřin 205 Praha 1 118 46
hvězdárna
POZOR! N y n í m ů ž e t e mít 5 % slevu na veškeré služby poskyto v a n é firmou PC-net. Čtěte n á š inzerát n a s t r a n ě 15 POZOR!
1.1
doc. Dr. Antonín Mrkos, CSc. (27.1.1918 - 29.5.1996) 29. května v časných ranních hodinách zemřel dlouholetý pra covník observatoře na Skalnatém Plese a pozdější ředitel hvězdár ny v Českých B u d ě j o v i c í c h s p o b o č k o u na K l e t i , d o c . A n t o n í n Mrkos. Příčinnou smrti byla náhlá mozková příhoda. D o c . M r k o s byl znám p ř e d e v š í m o b j e v e m m n o h a nových komet a planetek, z nichž p l a n e t k a číslo 1832 nese jeho j m é n o . RAM
9
