DOPPLERŮV JEV – DALŠÍ ČTENÍ
Pokud Vás tato úloha zaujala, můžete se seznámit s dalšími zajímavostmi týkajícími se Dopplerova jevu. Tato část je nepovinná a je určena jen hloubavějším studentům. Zvolte si téma, které Vás zajímá.
Rázová vlna
Čerenkovovo záření
Radar a jeho použití
Helioseismologie
Slunce se chová jako obrovská rezonanční dutina, která podobně jako zvon zvučí v mnoha tónech. Turbulence ve vzestupných proudech plazmatu pod povrchem tento přírodní zvon neustále rozezvučují. Jako byste na skutečný zvon namířili zevnitř mnoho trysek chrlících na vnitřní povrch zvonu tisíce zrnek písku a on se rozezněl v jemných tóninách daných jeho vlastními frekvencemi. Slunce lze připodobnit k obřímu hudebnímu nástroji. Jsou zde ale dva podstatné rozdíly: 1) hudební nástroje hrají jen občas, Slunce neustále. 2) hudební nástroje mají několik desítek kláves nebo strun či tónů, zatímco Slunce má přes deset milionů vlastních frekvencí, které se skládají do sluneční hudby. Zvuk Slunce můžeme pozorovat jako jemné chvění jeho povrchu. Pečlivou analýzou těchto oscilací lze zjistit, jaké je Slunce hluboko pod povrchem, nebo dokonce objevit skvrny na jeho odvrácené straně. Stejná technika se začala používat i u hvězd. Zvukové vlny byly detekovány ze Země u 25 hvězd. Naprostou revoluci znamená vesmírná observatoř Kepler, která pořídila zvukové nahrávky 500 hvězd podobných našemu Slunci. Zrodila se astroseismologie – určování vlastností nitra hvězd za pomoci zvukových vln.
Šíření vln ve Slunci
Zvukové vlny na Slunci
Helioseismologie je vědní obor, který studuje sluneční nitro na základě pozorování akustických vln na povrchu Slunce. Samotný název vznikl složením tří řeckých slov: helios (Slunce, světlo), seismos (třesení), logos (pochopení, rozprava). Za počátek helioseismologie lze považovat již rok 1960, kdy američtí astronomové Robert Leighton, Robert Noyes a George Simon objevili (při sledování Dopplerova posunu absorpčních čar) pětiminutové oscilace slunečního povrchu. Pozorovali je v 18 metrů vysoké sluneční věži na observatoři Mt. Wilson v jižní Kalifornii a poté je systematicky zkoumali několik následujících let. Nicméně k plnohodnotnému vědnímu oboru vedla ještě dlouhá cesta. V roce 1970 vysvětlili původ pětiminutových oscilací Roger Ulrich, John Leibacher a Robert Stein. Ukázali, že Slunce může fungovat jako rezonanční akustická dutina a rozezvučit se podobně jako zvon. V roce 1980 byly za pomoci helioseismologie objeveny podpovrchové torzní oscilace Slunce, v roce 1997 plazmové řeky a od roku 2001 je rutinně zobrazována za pomoci zvukových vln odvrácená strana Slunce. Helioseismologie se stala účinným nástrojem pro výzkum naší nejbližší hvězdy.
Nalevo: Počítačové zobrazení vln na Slunci. Napravo: Dopplerogram (záznam rychlosti z Dopplerova jevu) pořízený přístrojem MDI na observatoři SOHO. Tmavá barva zobrazuje rychlost plazmatu směrem k pozorovateli, světlá směrem od pozorovatele. Na dopplerogramu je odečtena rotace Slunce. Dobře patrná je tzv. supergranulace. Zdroj: ESO/NASA/ESA.
Podpovrchové útvary, stejně tak jako skvrny na odvrácené straně Slunce, ovlivní šíření zvukového pole. K nejzajímavějším úlohám patří rekonstrukce obrazu těchto útvarů ze zvukové nahrávky. Jde o složitou matematickou úlohu, které se říká helioseismická holografie. Obraz odvrácené strany zrekonstruovaný ze zvukového pole sledovaného na přivrácené straně je sice neostrý, ale základní útvary jsou v něm dobře postřehnutelné. První kvalitnější hologramy odvrácené strany se podařilo získat kolem roku 2000.
Hologram odvrácené strany Slunce pořízený přístrojem MDI na sondě SOHO dne 12. dubna 2001. Patrná je výrazná skvrna AR 9393. Souřadnicová síť představuje heliografickou šířku a délku. Zdroj: SOHO/MDI/NASA/ESA.
Úspěchy helioseismologie
Jaké jsou největší úspěchy helioseismologie? Za pomoci helioseismologie se daří určovat složení, teplotu a pohyby uvnitř Slunce. Rychlost zvukových vln závisí na poměru vodíku a hélia. Slunce vykazuje celou řadu neradiálních oscilací. V roce 1990 se překvapivě ukázalo, že frekvence některých zvukových módů se mění s časem. Pozorovací sady jsou zatím příliš krátkodobé na to, aby se prokázalo, zda tato změna souvisí s jedenáctiletým cyklem sluneční činnosti či nikoli. Helioseismologie potvrdila, že vnější konvektivní vrstva rotuje diferenciální rotací, zatímco rotace vnitřní zářivé vrstvy se mění s heliografickou šířkou jen velmi málo. Z heliosesismologie jsme se dozvěděli, že tisíce kilometrů pod povrchem Slunce probíhají torzní oscilace a střídají se zde pásy rychlejší a pomalejší rotace. Přesně se podařilo změřit polohu a tloušťku tachovrstvy – hranice mezi zářivou a konvektivní vrstvou. Na základě mapování podpovrchových vrstev byly v roce 1997 objeveny rozsáhlé toky plazmatu, jejichž pohyb vyloučil některé modely slunečního tekutinového dynama. Dnes je zjevné, že hlavním zdrojem magnetických polí jsou pohyby plazmatu v blízkosti hranice zářivé a konvektivní vrstvy (tzv. tachovrstva neboli tachoklina). Helioseismologie se po roce 2000 stala jedním z nejvýznamnějších pomocníků slunečních fyziků.
Podpovrchové proudění na Slunci. Toky jsou kombinací toroidálních (ve směru rotace Slunce, pravá část řezu) a meridiálních (od rovníku k pólu, levá část řezu). Barva odpovídá rotační periodě. Modrá barva v blízkosti rovníku odpovídá periodě rotace 24,5 dne. Směrem k pólům je perioda rotace pomalejší. Červená u pólu odpovídá rotační periodě 34 dni. Závislosti rotační periody na heliografické šířce říkáme diferenciální rotace. Olivově zeleně je znázorněna tachoklina (rozhraní mezi zářivou a konvektivní vrstvou). Zářivá vrstva s periodou rotace 28 dní je znázorněna žlutě. Zářivá vrstva rotuje jako pevné těleso, nejeví známky diferenciální rotace. V levé části řezu jsou znázorněny meridiální toky plazmatu mezi rovníkem a póly, které jsou součástí tzv. torzních oscilací Slunce. Zdroj NASA/GSFC.