STEREO – konečně 3D obraz korony

Filip Přibyl, 30. července 2006

Dvacátého srpna tohoto roku snad (známe počasí) započne unikátní mise Solar TErrestrial RElations Observatory, tedy „Observatoř zkoumající vztahy Slunce-Země“. Je to po sondách SOHOSOHO – SOlar and Heliospheric Observatory, sonda vypuštěná NASA v roce 1995 se zaměřením na pozorování a výzkum slunečního povrchu, atmosféry, koróny a slunečního větru. Dodnes je plně funkční a poskytuje cenná data. a TRACETRACE – Transition Region and Coronal Explorer, sonda NASA vypuštěná v roce 1998 a navazující na práci družice SOHO. Poskytuje vynikající snímky plazmatu rozprostřeného podél silokřivek magnetického pole v UV oboru. již třetí mise zkoumající Slunce, pořádaná NASANASA – 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.. Bude trvat dva roky a měla by přinést revoluční pohled na systém ZeměZemě – je největší z planet zemského typu. Je jedinou planetou v celém vesmíru, o které víme, že na ní existuje život. Má dostatečně hustou atmosféru, dostatek kapalné vody v povrchových oceánech. Kolem Země obíhá jediný měsíc s vázanou rotací. Při pozorování Země z kosmu vidíme hlavně modrou barvu oceánů. 70 % povrchu Země je pokryto oceány, 30 % tvoří kontinenty. Země sestává z těchto vrstev: jádro, plášť, kůra, troposféra, stratosféra, mezosféra, termosféra. Plášť a kůra jsou odděleny tzv. Mohorovičovým rozhraním. Kůra se posouvá a „plave“ na polotekutém plášti. Teplota v centru Země je 5 100 °C, tlak 0,4 TPa. Magnetické pole Země má přibližně dipólový charakter, je deformováno slunečním větrem do typického tvaru.–SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, ve vesmíru vcelku běžná hvězda tzv. hlavní posloupnosti. Je od naší Země 150 milionů km daleko, její průměr činí 1 400 000 km. Teplota na povrchu dosahuje 5 780 K, v centru 15 milionů K. Září výkonem 4×1026 W. Spálí při tom 700 milionů tun vodíku každou sekundu..

Logo mise

Slunce – nám nejbližší hvězda, ve vesmíru vcelku běžná hvězda tzv. hlavní posloupnosti. Je od naší Země 150 milionů km daleko, její průměr činí 1 400 000 km. Teplota na povrchu dosahuje 5 780 K, v centru 15 milionů K. Září výkonem 4×1026 W. Spálí při tom 700 milionů tun vodíku každou sekundu.

Korona – vnější atmosféra Slunce volně přecházející do meziplanetárního prostoru. Teplota dosahuje až milionů stupňů Celsia, pravděpodobně je korona ohřívána rozpadem plazmových vln a lokálními rekonekcemi (přepojováním)magnetických silokřivek. 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.

CME – Coronal Mass Ejection, výron sluneční hmoty (s vmrznutým magnetickým polem) do meziplanetárního prostoru. K výronům CME dochází pravidelně, jejich četnost odpovídá sluneční aktivitě – v minimu dochází k CME přibližně jednou za den, v maximu dochází k CME až třikrát denně. Rychlé výrony CME se mohou dostat až do vzdálenějších oblastí Sluneční soustavy, takové putující plazmoidy se nazývají ICME (Interplanetary CME).

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 pouhých 50 km/s), teplota 3 eV (30 000 K) a koncentrace několik protonů v m3. Sluneční vítr objevil anglický astronom Richard Carrington v roce 1859, kdy bylo za půl dne po slunečním vzplanutí narušeno magnetické pole Země.

 

Tento projekt budou zabezpečovat dvě stejné sondy, které na oběžnou dráhu Země vynese raketa Delta II 7925-10L. Každá z nich bude mít hmotnost 620 kg včetně paliva. Vysvětlit jejich umístění je poněkud komplikované: jedna ze sond poletí kolem Slunce „na oběžné dráze před Zemí“ a druhá „na oběžné dráze za Zemí“. V průběhu dvouleté mise se od sebe budou postupně vzdalovat a přitom sledovat procesy ve sluneční koroně ze dvou zorných úhlů pohledu. Jejich úkolem bude pořízení 3D modelu sluneční korony a podrobné zkoumání jejích vlastností. Mimo jiné budou sondy zkoumat také sluneční erupce a hlásit, kdy dorazí k Zemi. Zkoumání slunečních erupcí je velmi důležité, v jejich průběhu Slunce vyvrhuje až 10 miliard tun hmoty ze své atmosféry do vesmíru. Tato hmota se pohybuje rychlostí až 1,6 milionů km/h (0,1 rychlosti světla) a má velký vliv na magnetosféry planet. Nabité částice odvržené ze sluneční atmosféry mohou nejen silně poškodit satelity, ale také ohrozit životy astronautů, kteří by byli ve volném vesmíru. Unikátní pohled na koronu Slunce ze dvou různých míst poskytne vědcům potřebný materiál ke zkoumání zákonitostí a vztahů v koronálním plazmatu.

STEREO

Pozice obou sond na oběžné dráze kolem Slunce. Zdroj: NASA.

STEREO

Sondy umožní „stereo“ pohled ze dvou zorných úhlů a poskytnou tak data
k vytvoření 3D modelu jevů ve sluneční koroně. Zdroj: NASA.

Animace

Animace postupného vzdalování obou sond (avi, 189 kB) (gif, 3 MB). Zdroj: NASA.
Animace oddělení obou sond na oběžné dráze Země (mpg, 764 kB). Zdroj: NASA

Zařízení obou sond

Sondy byly sestavovány v Laboratoři aplikované fyziky na univerzitě Johna Hopkinse a nesou na palubě tyto přístroje:

SECCHI (Sun Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation)

Zařízení poskytne data k vytvoření 3D obrazu koronyKorona – vnější atmosféra Slunce volně přecházející do meziplanetárního prostoru. Teplota dosahuje až milionů stupňů Celsia, pravděpodobně je korona ohřívána rozpadem plazmových vln a lokálními rekonekcemi (přepojováním)magnetických silokřivek. 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. a heliosféryHeliosféra – oblast magnetického vlivu Slunce. Heliosféra není kulová, jak by se mohlo zdát z jejího názvu. Je od Slunce v různých směrech různě vzdálená, zhruba 110÷160 AU. Uvnitř heliosféry se nachází plazma slunečního větru. Helisféra končí hraniční vrstvou, jejíž vnější část se nazývá heliopauza. Slunce. Skládá se z těchto přístrojů:

  • zobrazovací jednotky v oboru XUVObor UV – elektromagnetické záření v oboru vlnových délek 1 nm až 380 nm. Tento obor dále dělíme na extremální UV (XUV neboli EUV, 1 nm až 31 nm), daleké UV (FUV neboli VUV, 30 nm až 200 nm) a blízké UV (UV, 200 nm až 380 nm). Blízké UV je pak možné dále dělit na UVA, UVB a UVC.,
  • dvou koronografů ve viditelném světle,
  • heliosférické zobrazovací jednotky.

S/WAVES (STEREO/WAVES)

Je zařízení pro vyhledávání radiových poruch a vzplanutí. Přístroj bude schopný sledovat vznik a vývoj těchto poruch a jejich šíření od Slunce až po dráhu Země.

IMPACT (In-situ Measurements of Particles and CME Transients)

Přístroj bude dodávat 3D rozdělení a parametry energetických částic 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 pouhých 50 km/s), teplota 3 eV (30 000 K) a koncentrace několik protonů v m3. Sluneční vítr objevil anglický astronom Richard Carrington v roce 1859, kdy bylo za půl dne po slunečním vzplanutí narušeno magnetické pole Země. a lokální vektor magnetického pole.

PLASTIC (PLAsma and SupraThermal Ion Composition)

Bude poskytovat charakteristiky protonů, alfa částic a těžkých iontů. Tento experiment poskytne klíčová měření hmotnosti a náboje těžkých iontů a dále parametry CMECME – Coronal Mass Ejection, výron sluneční hmoty (s vmrznutým magnetickým polem) do meziplanetárního prostoru. K výronům CME dochází pravidelně, jejich četnost odpovídá sluneční aktivitě – v minimu dochází k CME přibližně jednou za den, v maximu dochází k CME až třikrát denně. Rychlé výrony CME se mohou dostat až do vzdálenějších oblastí Sluneční soustavy, takové putující plazmoidy se nazývají ICME (Interplanetary CME). plazmatuPlazma – kvazineutrální soubor nabitých a neutrálních částic, který vykazuje kolektivní chování. Lidsky to znamená, že se v dané látce nachází alespoň malé množství elektricky nabitých částic, které jsou v celém objemu elektricky neutrální a jsou schopny 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, zářivky), v polárních zářích, ve hvězdách, ve slunečním větru a v mlhovinách. odlišující se od okolního plazmatu korony.

STEREO

Bonus: Klip „Sluneční vzplanutí“

Sluneční vzplanutí jsou způsobena magnetickým polem. V animaci spojují magnetické silokřivky dvě skvrny, patrné je plazmové vlákno sledující silokřivky. Energie uložená v magnetickém poli se může uvolnit při přepojení silokřivek, například do otevřené konfigurace. Uvolněná energie zahřeje plazma, způsobí viditelný záblesk a únik plazmatu do meziplanetárního prostoru. Zdroj: NASA, Walt Feimer.

Odkazy

NASA missions: STEREO

NASA: Stereo Spacecraft