Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 30 – vyšlo 15. prosince, ročník 22 (2024)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Stále záhadné magnetické pole Uranu a Neptunu

Petr Kulhánek

Magnetická pole jsou nedílnou součástí všech těles Sluneční soustavy. Globální pole nemají, co se týče planet, jen VenušeVenuše – nejbližší planeta vzhledem k Zemi. Hustá atmosféra zabraňuje přímému pozorování povrchu. Díky skleníkovému efektu je na povrchu vysoká teplota, nejvyšší dosud naměřená hodnota činí 480 °C. Venuše obíhá kolem Slunce takřka po kruhové dráze ve vzdálenosti 108 milionů kilometrů s periodou 225 dní. Otočení kolem vlastní osy (proti oběhu, tzv. retrográdní rotace) trvá 243 pozemských dnů. To znamená, že na Venuši Slunce vychází a zapadá jen dvakrát za jeden oblet Slunce. Oblaka Venuše dobře odrážejí sluneční svit a proto je tato planeta po Slunci a Měsíci nejjasnějším tělesem na obloze. Na večerní obloze jí můžeme spatřit jako Večernici a na ranní obloze jako Jitřenku. a MarsMars – rudá planeta se dvěma malými měsíci, Phobosem a Deimosem, je v pořadí čtvrtým tělesem sluneční soustavy. Povrch planety je pokryt načervenalým pískem a prachem. Barva je způsobena vysokým obsahem železa. Načervenalá barva celé planety jí dala jméno (Mars je bůh válek). Na povrchu se nacházejí obrovské sopky, z nichž ta největší, Olympus Mons, je 24 km vysoká a její základna je 550 km široká. Na vrcholu je kráter o průměru 72 km. Pro Mars jsou charakteristické systémy kaňonů vzniklé pohybem kůry. Snímky ze sond ukazují místa, kudy dříve tekla voda. Zdá se, že Mars byl dříve vlhčí a teplejší, než je dnes. Rozpětí teplot, které na Marsu panují (zima ne větší než v Antarktidě) by bylo snesitelné pro některé primitivní formy života žijící na Zemi. Jejich existence se však dosud nepotvrdila.. Je pravděpodobné, že je i tato tělesa v minulosti měla a nějakým mechanizmem o ně přišla. Nejchatrnější znalosti máme o magnetických polích posledních dvou obřích planet – UranuUran – jedna ze čtyř obřích planet, sedmá planeta sluneční soustavy má charakteristický modrozelený nádech. Průměrná hvězdná velikost 5,5^m je na hranici viditelnosti lidským okem. Planeta má soustavu prstenců a kolem krouží rozsáhlý systém měsíců podobně jako u ostatních obřích planet. Kromě vodíku a helia obsahuje atmosféra také metan, způsobující namodralé zbarvení. Ve středu Uranu je jádro z hornin a železa. Rotační osa Uranu je vzhledem k rovině oběhu stočená na bok (98°), patrně díky střetu s jinou velkou planetou při vzniku sluneční soustavy. Rotace je diferenciální s periodou 16÷17 hodin. Rychlost větrů v atmosféře dosahuje až 600 km/h. Magnetická osa svírá s osou rotace úhel 59° a je značně excentrická (prochází 8 000 km od středu planety). Magnetosféra je výrazná, intenzita pole je srovnatelná s intenzitou pole Země, ohon je zkroucen do tvaru vývrtky díky vlastní rotaci planety. a NeptunuNeptun – poslední z obřích planet. Podobně jako ostatní obří planety má prstence, rozsáhlou soustavu měsíců a pásovitou strukturu atmosféry s obřími víry – skvrnami. Neptun je téměř stejně velký jako Uran. Průměrná hvězdná velikost je 7,8^m, a proto nemůže být pozorován okem. Atmosféra má pásovitou strukturu, rotace je diferenciální s průměrnou periodou 19 hodin. Vlastní rotační perioda planety je 16 hodin, atmosféra tedy vzhledem k povrchu rotuje retrográdně. V atmosféře se nachází obří anticyklóny, například Malá a Velká temná skvrna. Atmosféra má zelenomodrou barvu, v horních vrstvách převládá vodík a helium. Modrozelené zabarvení je způsobeno stopami metanu. Rychlosti větru naměřené sondou Voyager 2 přesahují 2 000 km/h. Magnetické pole má dipólový charakter, osa je skloněna 47° vzhledem k rotační ose a posunutá od středu o 0,55 poloměru.. Obě tělesa navštívila jediná sonda – Voyager 2Voyager – dvojice sond NASA, která startovala v roce 1977 pomocí nosných raket Titan/Centaur. V roce 1979 proletěly obě sondy kolem Jupiteru, v roce 1980 (Voyager 1) a 1981 (Voyager 2) kolem Saturnu. Voyager 2 pokračoval dále k Uranu (1986) a Neptunu (1989). Obě sondy se zásadním způsobem zasloužily o poznání Sluneční soustavy a dnes jsou nejvzdálenějšími objekty, které lidstvo vyslalo do vesmíru., který prolétl kolem Uranu v roce 1986 a kolem Neptunu v roce 1989. Přestože uplynulo čtvrt století, naměřené údaje znepokojují fyzikální obec dodnes. Dvě poslední planety mají podivně neuspořádané magnetické pole. Dipólové pole není dominantní, silně jsou zastoupeny neuspořádané složky pole popsatelné kvadrupólovým či oktupólovým polem. A to není vše, magnetické osy jsou silně skloněny vůči ose rotační, u Uranu o 59° a u Neptunu o 47° a středy dipólového pole neleží ve středu planety: u Uranu je střed pole vychýlen o 30 % poloměru a u Neptunu dokonce o 55 %. K tomu všemu je Uranova rotační osa skloněna téměř do roviny ekliptiky, takže se zdá, jako by se Uran i se svým magnetickým polem při obletu Slunce odvaloval na boku. Nezvykle vypadající magnetosféry se staly předmětem rozsáhlých odborných diskuzí. V letošním roce (2024) se vynořily hned tři teorie, které by možná mohly nezvyklá magnetická pole u Uranu a Neptunu vysvětlit.

Uranova magnetosféra. Kresba: Ivan Havlíček

Uran – jedna ze čtyř obřích planet, sedmá planeta sluneční soustavy má charakteristický modrozelený nádech. Průměrná hvězdná velikost 5,5^m je na hranici viditelnosti lidským okem. Planeta má soustavu prstenců a kolem krouží rozsáhlý systém měsíců podobně jako u ostatních obřích planet. Kromě vodíku a helia obsahuje atmosféra také metan, způsobující namodralé zbarvení. Ve středu Uranu je jádro z hornin a železa. Rotační osa Uranu je vzhledem k rovině oběhu stočená na bok (98°), patrně díky střetu s jinou velkou planetou při vzniku sluneční soustavy. Rotace je diferenciální s periodou 16÷17 hodin. Rychlost větrů v atmosféře dosahuje až 600 km/h. Magnetická osa svírá s osou rotace úhel 59° a je značně excentrická (prochází 8 000 km od středu planety). Magnetosféra je výrazná, intenzita pole je srovnatelná s intenzitou pole Země, ohon je zkroucen do tvaru vývrtky díky vlastní rotaci planety.

Neptun – poslední z obřích planet. Podobně jako ostatní obří planety má prstence, rozsáhlou soustavu měsíců a pásovitou strukturu atmosféry s obřími víry – skvrnami. Neptun je téměř stejně velký jako Uran. Průměrná hvězdná velikost je 7,8^m, a proto nemůže být pozorován okem. Atmosféra má pásovitou strukturu, rotace je diferenciální s průměrnou periodou 19 hodin. Vlastní rotační perioda planety je 16 hodin, atmosféra tedy vzhledem k povrchu rotuje retrográdně. V atmosféře se nachází obří anticyklóny, například Malá a Velká temná skvrna. Atmosféra má zelenomodrou barvu, v horních vrstvách převládá vodík a helium. Modrozelené zabarvení je způsobeno stopami metanu. Rychlosti větru naměřené sondou Voyager 2 přesahují 2 000 km/h. Magnetické pole má dipólový charakter, osa je skloněna 47° vzhledem k rotační ose a posunutá od středu o 0,55 poloměru.

Voyager – dvojice sond NASA, která startovala v roce 1977 pomocí nosných raket Titan/Centaur. V roce 1979 proletěly obě sondy kolem Jupiteru, v roce 1980 (Voyager 1) a 1981 (Voyager 2) kolem Saturnu. Voyager 2 pokračoval dále k Uranu (1986) a Neptunu (1989). Obě sondy se zásadním způsobem zasloužily o poznání Sluneční soustavy a dnes jsou nejvzdálenějšími objekty, které lidstvo vyslalo do vesmíru.

Může za chaotické pole tekuté jádro?

První obecně přijímanou hypotézu o původu nezvyklých polí vytvořili Sabine Stanleyová a Jeremy Bloxham z Harvardovy univerzityHarvardova univerzita – nejstarší univerzita na území Spojených států, založena byla roku 1636. Sídlí ve městě Cambridge ve státě Massachusetts . Studuje zde kolem 20 tisíc studentů z celého světa. Přijímací řízení trvá jeden rok a ročně je v průměru přijato 7 % žadatelů. Nobelovou cenou bylo oceněno 47 absolventů. v roce 2004. Předpokládali, že u obou planet je atypické nitro, které vede k atypickému tekutinovému dynamuMHD 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 centrech Uranu a Neptunu by podle jejich studie nemuselo být pevné jádro, ale kapalné jádro, v němž neprobíhá proudění. Teprve nad toto jádro umístili tenké konvektivní vrstvy generující magnetické pole. Samotné pole není stabilizováno pevným jádrem a přítomnost tekutiny vede k jeho chaotickému chování. V roce 2004 publikovali v prestižním časopise Nature rozsáhlé třírozměrné numerické simulace, které ukázaly, že je takový scénář životaschopný. Na následující dvě desetiletí se stal dominantně přijímaným modelem nitra obou planet – Uranu a Neptunu.

JWST snímek Uranu. Zdroj: NASA, ESA, CSA, STScI, prosinec 2023.

JWST snímek Neptunu. Zdroj: NASA, ESA, CSA, STScI, září 2022.

Vodní oceán, aquodium a atypický sluneční vítr

Rok 2024 byl na nové teorie objasňující atypické pole Uranu a Neptunu obzvláště úrodný. Vyrojily se hned tři a je obtížné bez měření přímo na místě rozhodnout, zda má některá z nich, pokud vůbec nějaká, naději na úspěch. Uvažuje se o výzkumné misi „Uranus Orbiter and Probe“, která by měla obsahovat jak družici obíhající Uran, tak sondu, která by pronikla do jeho atmosféry a prováděla měření na místě. Právě taková měření by mohla podstatu magnetického pole objasnit. Nicméně v tuto chvíli není jasné, zda taková mise zůstane pouze smělým plánem, či zda se opravdu uskuteční.

Vodní oceán

Na sklonku roku 2024 publikoval Burkhard Militzer z Kalifornské univerzity v Berkeley (UCBUCB – University of California at Berkeley. Požadavky na vznik Kalifornské univerzity pocházejí již z roku 1849, vlastní univerzita byla založena v roce 1866, nejznámější část (UCLA) sídlí v Los Angeles. Berkeleyská část vznikla v roce 1873.) novou teorii nitra Uranu a Neptunu. V samotném centru ponechává pevné jádro, to je obklopené vrstvou tvořenou především uhlovodíky (ta ovšem magnetické pole negeneruje) a nad ní je rozsáhlý vodní oceán obsahující i metan a čpavek (jde o jakousi suspenzi podobnou oleji s vodou). Právě tato vrstva by měla být odpovědná za genezi atypického magnetického pole. Nad ní je pak vrstva obsahující převážně vodík. Magnetické pole v jeho modelu tedy není generované jádrem ani jeho okolím, ale samotným pláštěm, jehož podstatnou částí je podpovrchový vodní oceán. Svůj model opírá Militzer o numerickou simulaci, v níž se mu podařilo vytvořit vrstvy z celkového počtu 540 atomů. Výsledné magnetické pole vzniklé v simulaci je podobné tomu skutečnému.

Model Uranu s vodním oceánem. Pevné jádro je obklopené uhlovodíky (tmavohnědá), následuje vodní oceán (modrá) a vrstva vodíku (šedá). Zdroj: B. Militzer/UCB.

Aquodium

Velmi zajímavá je teorie vytvořená (opět v roce 2024) především čínskými fyziky z několika univerzit (Nankai, Nanjing, Nianjin). Vědeckou skupinu vede Xiao Dong. Ve svých rozborech ukazují, že za vysokých tlaků a teplot v nitru Uranu a Neptunu dochází k celé řadě exotických reakcí. Ty se dotýkají i obyčejné vody. Za normálních podmínek jsou kolem centrálního kyslíku čtyři orbitaly, z nichž jsou dva zaplněny protony (jádry vodíku). Pokud se další z orbitalů zaplní třetím protonem, vznikne molekula nazývaná hydronium s jedním kladným nábojem (H₃O⁺) a pokud se do molekuly vody přidají dokonce dva protony, vznikne aquodium s dvěma kladnými náboji (H₄O₂₊). Podle této vědecké skupiny by za chaotické magnetické pole měly být zodpovědné právě molekuly aquodia. Do jisté míry není tato teorie v rozporu s Militzerovou hypotézou geneze pole ve vodním plášti. Jen jsou vodní molekuly nahrazeny poněkud exotičtější formou látky.

Molekula vody, hydronia a aquodia. Zdroj: New Atlas, Skoltech.

Atypický sluneční vítr

Data z průletu Voyageru 2 také pečlivě analyzoval Jannie Jasinski z Laboratoře tryskových pohonů americké NASA (NASA JPLNASA JPL – Jet Propulsion Laboratory, oddělení NASA zabývající se konstrukcí raketových pohonů. NASA – National Aeronautics and Space Administration, americký Národní úřad pro letectví a kosmonautiku, založen byl v roce 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.). Zjistil, že v době průletu Voyageru kolem Uranu panovaly naprosto nestandardní podmínky. K planetě zrovna doletěla intenzivní oblast 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., která se vyskytuje jen ve 4 % situací. Atypicky intenzivní sluneční vítr odfoukl plazma z polárních oblastí a vytvořil markantní radiační pásy. Současně stlačil magnetosféru do zcela nestandardního tvaru. Pokud by Voyager prolétal kolem planety o pouhých pět dní dříve, byl by tlak slunečního větru dvacetkrát nižší. Jasinski předpokládá, že data byla v důsledku této události chybně interpretována a skutečné magnetické pole Uranu je zcela jiné. Obdobně i při průletu kolem Neptunu měly být podmínky ve slunečním větru nestandardní. Obecně je velmi obtížné vyvozovat z jediného měření nějaké razantní závěry, ale u planet Uran a Neptun bohužel dosud žádná jiná měření neexistují. Teprve další mise objasní, nakolik jsme se v chápání struktury magnetických polí Uranu a Neptunu shodli s realitou a nakolik jsme se mýlili.

Nalevo je normální situace v magnetosféře Uranu, napravo je magnetosféra stlačená intenzívním slunečním větrem, plazma (fialová) je odfouknuté a jsou přítomny čerstvě vytvořené silné radiační pásy (hnědá). Zdroj: NASA/JPL-Caltech.

Odkazy