Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 18 – vyšlo 3. května, ročník 22 (2024)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Parkerova sonda v atmosféře Slunce

Petr Kulhánek

Parkerova sondaPSP – 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. je v tuto chvíli jediným lidským strojem, kterému se podařilo přiblížit ke Slunci jen na několikanásobek slunečního průměru a provádět měření přímo v atmosféře Slunce. Vůbec poprvé máme možnost pozorovat Slunce z těsné blízkosti a není divu, že sonda chrlí jeden významný objev za druhým. Podrobně jsme se jí věnovali v bulletinech AB 50/2019, 7/2020, 20/2020 a 35/2021. Dnes se zaměříme na první průnik sondy pod tzv. Alfvénův povrchAlfvénův povrch – hranice v okolí hvězdy, na níž se vyrovná radiální rychlost pohybu částic větru s rychlostí šíření vln v plazmatu (Alfvénovou rychlostí). Pod touto hranicí se proto jakékoli vzniklé vlny nemohou šířit směrem zpět k povrchu hvězdy. Oblast pod Alfvénovým povrchem nazýváme atmosférou hvězdy, oblast nad ním hvězdným větrem. U dipólového pole má Alfvénův povrch tvar dvou laloků dotýkajících se v rovníkové oblasti., tj. do vnitřní části sluneční atmosféry a na její průlet nad oblastí, v níž vzniká rychlý 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 podél otevřených siločar 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.. Sonda přímo pozorovala jeho vznik v koronálních díráchKoronální díry – oblasti Slunce s otevřenými siločarami, podél nichž uniká plazma do slunečního větru. Korona je v těchto místech chladnější a méně hustá než v okolí. V koronálních dírách je minimální množství uzavřených magnetických siločar, chybí zde proto magnetické dipóly. V ultrafialovém a rentgenovém oboru jsou koronální díry tmavé. a následný pohyb částic podél otevřených magnetických siločarMagnetická siločára – linie, podél níž míří magnetické pole. Ve směru siločar se například zorientují magnetické piliny ve známém školním experimentu. Zdroje magnetického pole mají jak uzavřené siločáry, které se do zdroje vracejí, tak otevřené siločáry, které zajišťují komunikaci zdroje pole s okolím. Síla míří ve skutečnosti kolmo na siločáry, proto je slovo „siločára“ považováno za slangový výraz, správný název je magnetická indukční čára.. Pokud sonda vydrží neskutečný žár Slunce, měla by se v příštím roce při průletu perihéliem dostat k povrchu Slunce na nejbližší plánovanou vzdálenost – pouhý čtyřnásobek slunečního průměru.

Parker Solar Probe, mise určená k výzkumu Slunce z těsné blízkosti

Parker Solar Probe, mise zkoumající Slunce z těsné blízkosti. Zdroj: NASA, JHU.

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.

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 podél otevřených siločar 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.

Korona – atmosféra Slunce, v níž pohyb částic dominantně ovlivňuje gravitace a magnetické pole. Hranice mezi koronou a slunečním větrem se nazývá Alfvénův povrch. Teplota korony dosahuje až milionů stupňů Celsia, pravděpodobně je korona ohřívána rozpadem plazmových vln a lokálními rekonekcemi (přepojováním) magnetických siločar. 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.

Koronální díry – oblasti Slunce s otevřenými siločarami, podél nichž uniká plazma do slunečního větru. Korona je v těchto místech chladnější a méně hustá než v okolí. V koronálních dírách je minimální množství uzavřených magnetických siločar, chybí zde proto magnetické dipóly. V ultrafialovém a rentgenovém oboru jsou koronální díry tmavé.

Alfvénův povrch – hranice v okolí hvězdy, na níž se vyrovná radiální rychlost pohybu částic větru s rychlostí šíření vln v plazmatu (Alfvénovou rychlostí). Pod touto hranicí se proto jakékoli vzniklé vlny nemohou šířit směrem zpět k povrchu hvězdy. Oblast pod Alfvénovým povrchem nazýváme atmosférou hvězdy, oblast nad ním hvězdným větrem. U dipólového pole má Alfvénův povrch tvar dvou laloků dotýkajících se v rovníkové oblasti.

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

Parkerova sonda (PSPPSP – 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.) je pojmenována po Eugenu Parkerovi, americkém fyzikovi, který se celý život zabýval fyzikou slunečního plazmatuPlazma – kvazineutrální soubor nabitých a neutrálních částic, který vykazuje kolektivní chování. Lidsky to znamená, že se v dané látce nachází elektricky nabité částice. Kladné a záporné náboje se navzájem kompenzují, takže celek je elektricky neutrální. Částice jsou schopné 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. Pro plazma jsou typické silně nelineární jevy a nestability. Přes 99 % atomární látky ve vesmíru je v plazmatickém skupenství.. Je autorem teorie 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., vytvořil jeden z modelů přepojení magnetických siločarRekonekce – 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., pojmenoval částice proudící od Slunce souslovím „sluneční vítr“ a odvodil vztah pro rychlost pomalého a rychlého 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 cm³. Částice vylétávající podél otevřených siločar 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.. Sonda připravená pro výzkum nejbližšího okolí Slunce byla po Parkerovi pojmenována ještě za jeho života a ten dokonce byl na startu „své“ sondy dne 12. srpna 2018 přítomen. Sondu americké NASANASA – 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. vynesla raketa Delta IV Heavy. Sonda byla navedena za pomoci gravitačního impulzu při průletu kolem Venuše na heliocentrickou dráhu kolem Slunce, jejíž perihelium se postupně zmenšuje. Na počátku se sonda dostala ke Slunci na vzdálenost 35,7 slunečního poloměru, v roce 2025 se v periheliu přiblíží na pouhých 8,86 slunečního poloměru. Jeden oběh Slunce trvá sondě 88 dní. Sonda má na palubě řadu přístrojů pro detekci prachu, nabitých částic a samozřejmě také sofistikovanou zobrazovací jednotku, která je schopna pořídit nejen vizuální záznam, ale i sledovat hustotu a rychlost elektronů v koroněKorona – atmosféra Slunce, v níž pohyb částic dominantně ovlivňuje gravitace a magnetické pole. Hranice mezi koronou a slunečním větrem se nazývá Alfvénův povrch. Teplota korony dosahuje až milionů stupňů Celsia, pravděpodobně je korona ohřívána rozpadem plazmových vln a lokálními rekonekcemi (přepojováním) magnetických siločar. 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.. Detaily o sondě a jejích prvních objevech naleznete v AB 50/2019. Zde jen připomeňme, že hned v prvním roce činnosti Parkerova sonda nalezla kolem Slunce předpověděnou bezprašnou zónu (v těsném okolí Slunce způsobí žár vypaření prachových zrnek), objevila minizáblesky plazmatu ohřívající koronu, detekovala záhyby ve slunečním větru způsobené přepojováním otevřených a uzavřených siločar v oblasti jeho vzniku, zmapovala nehomogenity ve slunečním větru a rozpoznala rázovou vlnu, za níž už má sluneční vítr dominantně radiální směr a nesleduje rotaci Slunce.

Dráha sondy Parker Solar Probe. Zdroj: NASA/JHU, APL/NRL.

Poprvé v atmosféře Slunce

Sluneční atmosférou neboli koronou nazýváme oblast Slunce pod Alfvénovým povrchemAlfvénův povrch – hranice v okolí hvězdy, na níž se vyrovná radiální rychlost pohybu částic větru s rychlostí šíření vln v plazmatu (Alfvénovou rychlostí). Pod touto hranicí se proto jakékoli vzniklé vlny nemohou šířit směrem zpět k povrchu hvězdy. Oblast pod Alfvénovým povrchem nazýváme atmosférou hvězdy, oblast nad ním hvězdným větrem. U dipólového pole má Alfvénův povrch tvar dvou laloků dotýkajících se v rovníkové oblasti., kde má na pohyb částic dominantní vliv gravitace a magnetické pole. Vně Alfvénova povrchu hovoříme už jen o volně letícím slunečním 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 cm³. Částice vylétávající podél otevřených siločar 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.. Alfvénův povrch je hranicí mezi koronou a slunečním větrem. Na Alfvénově povrchu se přesně vyrovná rychlost částic s rychlostí šíření vln okolním plazmatickým prostředím. Na základě teoretických úvah se odhadovalo, že by Alfvénův povrch měl být ve vzdálenosti přibližně 18 až 20 slunečních poloměrů od povrchu Slunce. Parkerova sonda prolétla poprvé Alfvénovým povrchem 28. dubna 2021, a to při svém osmém průletu v blízkosti Slunce. Přístroje zaznamenaly charakteristickou změnu pohybu částic (pod Alfvénovým povrchem částice častěji mění směr pohybu). Parkerova sonda se tak stala prvním lidským zařízením, které proniklo do samotné atmosféry Slunce. V průběhu průletu se sonda několikrát ocitla pod a nad Alfvénmovým povrchem, což svědčí o tom, že Alfvénův povrch není hladkou plochou. Jeho rozvlnění způsobuje aktuální aktivita Slunce a stav magnetického pole mezi povrchem Slunce a Alfvénovým povrchem. První průlet atmosférou Slunce trval několik hodin. Tým starající se o sondu referoval o tomto mimořádném úspěchu na tiskové konferenci v rámci podzimního zasedání Americké geofyzikální unie v New Orleans dne 14. prosince 2021. Výsledky byly publikovány v prestižních časopisech Physical Review Letters a Astrophysical Journal. Sonda pozorovala zblízka koronální proudy (streamery), které je možné ze Země spatřit jen při úplném zatmění Slunce. Při jednom průletu dokonce sonda jedním streamerem prolétla. Paradoxně byl uvnitř relativní klid, pohyby částic byly pomalejší než v okolí s mnoha záhyby sledujícími strukturu magnetického pole. Z průletu atmosférou byla pořízena dech beroucí videa, v nichž jsou na pozadí patrné hvězdy Mléčné dráhy, v popředí planety Sluneční soustavy a v těsném okolí sondy proudy plazmatu a koronální streamery. Tu a tam jsou záběry přerušeny jasnými stopami částic kosmického záření, které dopadly do detektoru.

Koronální proudy (streamery) zachycené Parkerovou sondou při devátém
průletu periheliem v srpnu 2021. Zdroj: NASA/JHU, APL/NRL.

Unikátní video natočené pod Alfvénovým povrchem. V pozadí jsou hvězdy Mléčné dráhy, v popředí koronální streamery a občas probleskne částice kosmického záření, která dopadla do detektoru. Zdroj: NASA/JHU, APL/NRL.

Kde vzniká rychlý sluneční vítr?

V letech 2022 a 2023 se Parkerova sonda dostala ke slunečnímu povrchu natolik blízko, že bylo možné přímo pozorovat oblasti vzniku rychlého slunečního větru. To je část slunečního větru unikající ze Slunce podél otevřených siločar magnetického pole. Částice mají značnou energii a dlouhá desetiletí se diskutuje o tom, zda tato energie, nutná k překonání gravitace, pochází z přepojování magnetických siločar či z Alfvénových vln. Alfvénovy vlny jsou nejběžnější vlny v plazmatu a částice na nich mohou surfovat podobně jako surfař na vodní vlně a přebírat od vlny její energii. Dosud nebylo jasné, která z teorií je správná, pro obě chyběly inicializační mechanizmy. Proč by v tak velkém množství měly vznikat Alfvénovy vlny, nebo docházet k přepojování siločar, aby mohl kontinuálně ze Slunce unikat sluneční vítr? Sondě se podařilo prolétnout nad oblastí dvou koronálních děr, z nichž unikal rychlý sluneční vítr, a přímo zachytit mechanizmus jeho vzniku.

Koronální díry jsou oblasti otevřených magnetických siločar, podél nichž nabité částice unikají od Slunce. Problém ale je, kde tyto částice berou značnou energii. Parkerova sonda naměřila energii některých částic ve stovkách kiloelektronvoltů, zatímco průměrné částice slunečního větru mají energii v jednotkách kiloelektronvoltů Tak obrovskou energii mohou částice získat jen při přepojení magnetických siločar. Proč by ale k němu mělo tak často u povrchu Slunce docházet? Nakonec se ukázalo, že na vině je konvektivní proudění. Energie se z nitra Slunce na povrch dostává vzestupnými proudy, ty se na povrchu ochladí a jako sestupné proudy klesají na spodní hranici konvektivní zóny. Je to něco podobného jako vařící se voda v konvici. Vrcholky vzestupných proudů jsou na povrchu Slunce patrné jako granule – zrna o velikosti zhruba 1 500 kilometrů a době života do 20 minut. Tyto granule vytvářejí větší hierarchické celky, které jsou z Dopplerových měření známé tzv. supergranule. Jejich rozměry mohou přesáhnout i 30 000 kilometrů a doba jejich existence je jeden až dva dny. A právě hranice mezi dvěma supergranulemi je klíčem k řešení geneze rychlého slunečního větru. V oblasti mezi dvěma supergranulemi se plazma vrací do nitra Slunce a spolu s sebou vtahuje magnetické pole. Siločáry pole jsou stlačovány v obřím trychtýři mezi supergranulemi k sobě a pole získává na nebývalé intenzitě a navíc se v něm dostávají do těsné blízkosti i opačně orientované siločáry, což je základní podmínkou pro přepojení siločar. A právě v těchto oblastech bylo stále se opakující přepojování siločar pozorováno. Uvolněná magnetická energie je předána částicím a urychluje je. Při přepojování siločar ale také vznikají silné Alfvénovy vlny, které předají nabitým částicím v oblasti další energii. Takže se na urychlení částic nakonec podílejí oba mechanizmy. Vše do sebe logicky zapadá, ale nikdy nesmíme zapomenout, že jde o pouhou interpretaci naměřených dat, i když v tomto případě to vypadá, že velmi věrohodnou.

Parkerova sonda by se v příštím roce měla ke Slunci přiblížit na 8,8 slunečního poloměru. Na ještě větší přiblížení nejsou přístroje sondy konstruovány. Mise Parker Solar Probe tedy v letošním a příštím roce vrcholí a doufejme, že se dočkáme ještě dalších fascinujících objevů z těsné blízkosti Slunce – hvězdy, s níž je spjata existence naší civilizace.

Dvě koronální díry, nad nimiž prolétla Parkerova sonda. Fotografie pochází z observatoře SDO a byla pořízena v extrémním UV oboru (19,3 nm). Zdroj: NASA/SDO.

Mechanizmus vzniku slunečního větru v koronálních dírách. Částice pohybující se podél nově přepojených siločar mají vyšší rychlost než u siločar, které byly přepojeny dříve. To odpovídá myšlence, že částice získávají energii v okamžiku přepojení. Patrný je i vznik charakteristických záhybů v magnetickém poli. Zdroj: Nature [4].

Odkazy