Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie. Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics) Číslo 26 – vyšlo 28. června, ročník 2 (2004) © Copyright Aldebaran Group for Astrophysics Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno. ISSN: 1214-1674, Email: bulletin@aldebaran.cz

26/2004

Sluneční vítr

Karel Řezáč

O slunečním větru se hovoří více než půl století, ale až díky sondám se v posledních letech podařilo získat některé zajímavé poznatky. Podívejme se proto na některé novinky týkající se této problematiky. Než tak ale učiníme, zastavme se na chvíli u Slunce.

Sluneční cykly

Sluneční vítr a potažmo s tím i "vesmírné počasí" zásadním způsobem ovlivňuje sluneční aktivita. Nebudeme se zde zabývat strukturou Slunce či jadernou syntézou probíhající v jádře, ale podíváme se na takzvané sluneční cykly. V dnešní době jsou pozorovány čtyři:

Hlavní sluneční cyklus, většinou nazývaný pouze "sluneční cyklus", v sobě odráží sluneční aktivitu, které je hodnocena počtem pozorovaných skvrn. Perioda není přesně 11 let, pohybuje se v rozmezí 9,5 až 12,5 let. Tyto cykly se počítají od roku 1755. Nyní (v roce 2004) se nalézáme na konci 23. cyklu. S tímto hlavním cyklem velmi souvisí například rychlost slunečního větru.

Během každého hlavního cyklu se ve Slunci změní orientace magnetických pólů. Pokud za cyklus považujeme změnu a navrácení, je délka tohoto "magnetického" nebo též "dvojitého" slunečního cyklu 22 let.

Při pozorování slunečního větru (v letech 1994) se odhalila další periodicita 1,3 až 1,4 let. Podle pozemních studií kolísají tyto změny s periodou 65 let (maximum v 1948 a 2013).

Nejkratší, 154 denní cyklus, byl poprvé pozorován v gama oboru (1984). Později bylo nalezeno mnoho dalších parametrů (F10,7 – rádiový tok s vlnovou délkou 10,7 cm, síla a rychlost slunečního větru, aktivita – sluneční skvrny...) měnících se s touto periodou. Cyklus není přesně pravidelný, kolísá v rozsahu 140 až 170 dní.

Yohkoh - japonská družice z 90. let minulého století pozorující Slunce v rentgenovém oboru. Název je odvozen od japonského slova Yoko = sluneční světlo, také se užívá označení Solar A. Po deset let získávala velmi cenné informace o sluneční koróně a slunečních erupcích v oblasti rentgenového záření a gama záření. SOHO - SOlar and Heliospheric Observatory, sonda vypuštěná v roce 1995 se zaměřením na pozorování a výzkum slunečního povrchu, atmosféry, koróny a slunečního větru. Dodnes je plně funkční a poskytuje cenná data. Ulysses - sonda určená pro sledování heliosféry Slunce z vysokých slunečních šířek. Hlavním cílem je výzkum Slunce a jeho vlivu na meziplanetární prostor. Sonda má 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! Oběžná perioda sondy kolem Slunce je 6 let. Koronální díry - jsou to oblasti Slunce, kde korona skoro nezáří v rentgenovém oboru.

Sluneční vítr

Již před 1400 lety čínští astronomové pozorovali u komet dva ohony, ale netušili proč. Až v roce 1951 Ludwig Bierman usoudil, že pokud je jeden ohon vždy orientován přesně ve směru od Slunce, musí být tlačen nepřetržitým tlakem částic vycházejících právě ze Slunce. Tyto částice nazval sluneční vítr. V dalších letech se na průzkumu Slunce a slunečního větru začaly podílet kosmické sondy. Mezi ně patří například: Mariner 2, Ullyses, YOHKOH, SOHO, TRACE, RHESSI, WIND, POLAR.

 

Nalevo: Dva ohony komety Hyakutake. Napravo: Koronální díry
(snímek ze sondy YOHKOH v měkkém RTG záření).

Pomocí japonské sondy YOHKOH byly pozorovány takzvané koronální díry. Jsou to oblasti, kde korona skoro vůbec nezáří v rentgenovém oboru. Koronální díry souvisí s uspořádáním magnetických silokřivek Slunce. Na následujícím obrázku  jsou schematicky zakresleny oblasti, ze kterých vylétává rychlý a pomalý sluneční vítr. Pod ním je snímek Slunce pořízený sondou SOHO.

Koronální díry – schéma.

Slunce ze sondy SOHO.

Sonda Ulysses ukázala, že rychlost slunečního větru velmi souvisí ze sluneční aktivitou. Výsledky měření, které byly získány při prvním obletu Slunce během let 1994 a 1995, jsou v levé části grafu. Výsledek z druhého obletu v letech 2000 a 2001, kdy se Slunce nacházelo v maximu aktivity, jsou v pravé části. Tato měření byla provedena přístrojem SWOOPS (Solar Wind Observations Over the Poles of the Sun). Jednalo se o dva senzory, jeden pro ionty (hlavně protony a ionty helia) a druhý pro elektrony. Tyto senzory poskytovaly data o hustotě, teplotě, rychlosti a směru slunečního větru.

Rychlost slunečního větru měřená sondou Ulysses.
V levé části výsledky z prvního obletu, v pravé z druhého.

Parametry slunečního větru

Rychlost – jak již bylo popisováno výše, rychlost slunečního větru je různá a mění se společně s aktivitou Slunce. Pomalý sluneční vítr se pohybuje rychlostí v rozmezí 200 až 500 km/s, rychlý v rozmezí 600 až 900 km/s.

Koncentrace – díky slunečnímu větru přichází Slunce každý rok přibližně o 10¹³ tun hmoty, tj. 0,1 % své celkové hmotnosti za celou svou existenci (pokud by ztráta slunečním větrem byla konstantní ve všech fází hvězdného vývoje). Koncentrace baryonových částic slunečního větru před rázovou vlnou Země není konstantní a pohybuje se v řádů jednotek až několik desítek částic na cm³. Sluneční vítr tvoří především fotony, v menší míře elektrony a z těžších (baryonových) jsou to především z

• 95 % protony,
• 4 % ionty Helia,

• 1 % ostatní ionty.

Zastoupení ostatních iontů je na obrázku sestaveném z dat přístroje MTOF experimentu CELIAS sondy SOHO v roce 1996. Jako celek je sluneční vítr samozřejmě neutrální.

Sluneční vítr – zastoupení iontů s vyššími protonovými čísly.

Díky sondám máme k dispozici základní parametry slunečního větru (koncentrace, rychlost) takřka v reálném čase. Naleznete je například na http://sec.noaa.gov/SWN/.

V těchto místech bychom se mohli dále zabývat interakcí slunečního větru s magnetosférami planet nebo dalšími zajímavými tématy. Přenechejme je však dalším článkům.

Odkazy